Ч.Уитни * Открытие нашей Галактики

Ч. Уитни
Открытие
нашей Галактики
Перевод с английского
П. С. ГУРОВА
Под редакцией и с предисловием
Г. С. ХРОМОВА
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР» МОСКВА 1975

THE DISCOVERY OF OUR GALAXY
CHARLES A. WHITNEY
ALFRED A KNOPF NEW YORK 1971

52(09)
У39
Уитни Ч.
У39 Открытие нашей Галактики. Пер. с англ.
П. С. Гурова. Ред. и предисл. Г. С. Хромова. М.т
«Мир», 1975.
238 с. с илл.
Книга известного американского астронома, профессора
Гарвардского университета Чарлза Уитни «Открытие нашей
Галактики» представляет собой увлекательное повествование об истории
развития астрономии — от смутных мистических представлений:
древних до современных космологических концепций. В ней
подробно рассмотрен процесс формирования взглядов на строение,
масштабы и развитие нашей Галактики.
Книга привлечет внимание тех, кто интересуется астрономией
и историей науки в целом. Ее можно рекомендовать студентам
университетов и педвузов, а также преподавателям средних школ»
Книгу с удовольствием прочтут и астрономы-профессионалы.
Редакция научно-популярной
и научно-фантастической литературы
Scan AAW
Перевод на русский язык, «Мир», 1975»

ПРЕДИСЛОВИЕ
Книга Ч. Уитни — увлекательное повествование о том, как люди
постигали окружающий нас мир звезд и туманностей. Имена великих ученых
прошлого, понятия, исторические ситуации, известные большинству из нас
с детских лет, становятся обыденной принадлежностью нашей памяти и
сознания. Но все это оживает вновь, когда одаренный популяризатор
вновь проводит нас по лабиринту развития научной мысли, изобилующему
крутыми поворотами, даже тупиками, но в конце концов ведущему из тьмы
к свету.
Среди отечественных и переводных научно-популярных книг по
астрономии немало произведений, посвященных как частным астрономическим
проблемам, так и развитию астрономии в целом — от античности до наших
дней. Первые обычно весьма сложны для широкого читателя; вторые —
напротив, страдают чрезмерной упрощенностью. Предлагаемая вниманию
читателя книга представляет собой удачное сочетание научной
достоверности и простоты. Строго говоря, в ней подробно рассмотрена лишь одна,
но очень широкая проблема формирования взглядов на строение, масштабы
и развитие нашей Галактики — того огромного звездного острова,
крохотной частицей которого является Солнечная система Решение этой
проблемы, впрочем, еще далеко не полное,— одна из важнейших побед
человеческого разума.
Автор задался целью проследить историю того, что он назвал
«открытием нашей Галактики». Поэтому ему пришлось начать свое
повествование с времен зарождения первых космогонических представлений, чтобы
затем, через эпохи Коперника, Галилея, Кеплера и Ньютона привести
читателя к концу XVIII века, когда человеческий гений неизмеримо
расширил границы окружающей нас Вселенной и люди начали осознавать, сколь
грандиозен звездный мир в сравнении с миром планет.
Уитни особенно подробно останавливается на работах Вильяма и
Джона Гершелей — двух великих астрономов XVIII—XIX веков, ставших про-
5

возвестниками современной наблюдательной астрофизики. Он
рассказывает о том, как позднее в астрономию пришел спектральный анализ и
фотография, эти мощнейшие инструменты познания мира звезд, туманностей
и галактик.
Автор книги как бы делает читателя свидетелем эпохи, когда
произошел новый скачок в представлениях о Вселенной й стало понятным, что и
наша Галактика с ее десятками миллиардов звезд — не более чем исче-
зающе малая часть поистине безбрежного мира галактик. Наконец, в
заключительных главах книги, говоря об удивительных астрономических
открытиях недавнего прошлого, Ч. Уитни развертывает перед нами
захватывающую картину еще не решенных проблем современной астрономии.
Как нам кажется, научно-популярная книга, излагающая не только
конечные результаты, но и историю научного поиска, представляет особый
интерес для читателя. Ведь история крупного научного открытия —
независимо от того, в какой области знания оно сделано, — всегда интересна и
поучительна. А поскольку в книге Уитни рассматриваются открытия,
заложившие основы современной научной картины окружающего нас мира, она
становится тем более ценной. Популяризация науки — безусловно одна из
благороднейших сфер приложения труда ученого.
Профессору Гарвардского университета Чарлзу Уитни, несмотря на
известную субъективность его оценок и суждений, удалось создать книгу,
которая, несомненно, будет способствовать популяризации
астрономических знаний. Книга рассчитана на довольно подготовленного читателя, что
позволяет автору избежать излишних пояснений. Впрочем, порой он все
же проявляет некоторую склонность к упрощенчеству, однако это не
умаляет ценности книги.
В книге «Открытие нашей Галактики» прослеживаются две смысловые
линии и хочется верить, что они намечены автором вполне сознательно.
Линия первая: убедительный показ того, как из невообразимых для
современного человека глубин невежества, мистики и средневекового
мракобесия человеческий разум поднимается к познанию окружающего мира.
На грандиозной сцене мироздания, всеобъемлющей и пока во многом не
понятной, постепенно не остается места для самого главного, с точки
зрения людей прошлого, персонажа — бога, творца и вседержителя. Без него
не мыслили мир ученые древности и раннего средневековья. На него с
опаской оглядывались ученые эпохи Возрождения. Ему традиционно, но
уже с неохотой отдавали дань схоластического уважения наши прадеды.
Но <s3Ta гипотеза», выражаясь словами Лапласа, оказалась совершенно
излишней для астрономии конца XIX — начала XX века. В руках вдумчи-
6

вого читателя, способного проследить эволюцию философии астрономов,
книга Уитни — неплохое атеистическое пособие.
Линия вторая: наука начинается с факта. В силу научно-исторических
и даже социальных причин в такой науке, как астрофизика, мир
теоретических построений и гипотез порой существует едва ли не обособленно от
фактической основы. Бесспорно, современная физическая теория —
мощнейший инструмент научного познания. Но этот инструмент теряет смысл
в отрыве от объекта познания, то есть природы. Автор книги убедительно
и не без юмора показывает, что стремление заменить кропотливый и
подчас неблагодарный труд добывания фактических научных данных
умозрительными построениями наблюдалось едва ли не во все времена. Но те,
кому посчастливилось заложить фундамент астрономической науки,
неизменно руководствовались строгими фактами, старательно избегая
умозрительных концепций и постоянно возвращаясь к наблюдениям для
проверки собственных выводов. Проследить и понять это, на наш взгляд, было бы
полезно многим, начинающим свой путь в науке,— пусть даже не в
астрономии.
Немалый интерес для читателя представляют личности ученых,
создателей современной астрономии. Автор не щедр на имена, но те, о ком он
говорит подробно, действительно достойны этого. Среди них, пожалуй,
наибольшего нашего уважения и восхищения заслуживают великие ученые
XV—XVII веков. То, что совершили эти люди, те исторические
результаты, венчавшие их труды, тот интеллектуальный героизм, который они
проявили, пробиваясь сквозь окружающий их мрак и завесу собственных
предрассудков, переоценить невозможно.
В кратком предисловии нет смысла подробно пересказывать и
комментировать научное содержание книги. Там, где, по-нашему, это было
необходимо, сделаны примечания в тексте. Добавить остается немного.
Читателю следует помнить, что смысловой центр тяжести книги
Уитни — история становления основных представлений о звездной Вселенной
примерно до 30-х годов текущего столетия. Все, что последовало за этим,—
целая эпоха фундаментальных астрономических открытий, многие из
которых еще толком не поняты, — изложено очень кратко (главным образом
в двух последних главах книги). Иначе автор поступить не мог: попробуй
он говорить обо всем этом подробнее, объем книги возрос бы в несколько
раз. Поэтому важно помнить, что книга Уитни — не путеводитель по
современной астрономии. Кстати сказать, создать такой «путеводитель» было
бы нелегко, слишком уж мощным потоком поступает новая информация и
слишком быстро изменяются многие кардинальные представления.
7

Какому же кругу читателей может быть адресована книга «Открытие
нашей Галактики»? Прежде всего, конечно, всем, кто интересуется
историей науки и астрономией. Затем учителям средней школы и студентам
педагогических вузов и университетов. Наконец, ее, без сомнения, с интересом
прочтут многие астрономы-профессионалы и физики.
История науки поучительна еще и с той точки зрения, что позволяет
нам охватить весь бесконечно длинный путь, пройденный людьми в их
стремлении к знанию, и оценить, как много, как бесконечно много мы
знаем теперь. Вместе с тем, показывая большие и малые заблуждения ученых
прошлого, история науки должна смирять нашу гордыню, ибо еще «...и в
небе, и в земле сокрыто больше, чем снится вашей мудрости, Горацио». Но
только так и может быть, ибо познание беспредельно.
В заключение несколько слов об авторе книги: Чарлз Аллен Уитни
родился в США в 1929 году. Окончил Массачусетский технологический
институт и получил степень доктора философии в Гарварде в 1955 году, где
и работал до последнего времени. Он профессиональный астроном с весьма
широким кругом интересов — от исследований верхних слоев земной
атмосферы с помощью искусственных спутников до теории пульсаций и
строения атмосфер звезд. Уитни — член Американского астрономического
общества, Международного астрономического союза, а с 1963 года —
Американской академии наук и искусств. Книга «Открытие нашей Галактики» —
одна из его первых научно-популярных работ.
Г. Хромов

ПРОЛОГ
О том, что Земля круглая, некоторые люди догадывались уже две
тысячи лет назад. Однако лишь за последние двадцать лет нам стала в
подробностях известна форма нашей Галактики — истинные пространственные
очертания той светлой полосы на небе, которую мы называем Млечным
Путем. В этой книге прослеживается ход остроумных рассуждений, с
помощью которых астрономы истолковали видимую картину неба и создали
образ той Галактики, в круговом движении которой мы участвуем.
В ясную безлунную ночь в середине зимы или лета за рассыпанным
бисером созвездий изгибается неподвижный плюмаж звездного света.
Нашему взгляду Млечный Путь представляется бесцветным, но нас просто
обманывает слабость его света. Будь наши глаза почувствительнее, мы
увидели бы великолепную игру красок: синеву и алость звезд Ориона,
глубокую желтизну Арктура, серебро Спики, солнечную желтизну Кастора и
Поллукса, сияющие алые и голубые пятнышки, а кое-где в скоплениях
слабых звезд — тускло-багровые провалы.
Млечный Путь — это наш остров во Вселенной, наша Галактика, и ее
форма была в общих чертах гениально предугадана учеными еще до начала
XIX века. Но только за последние два десятилетия доказательства
приобрели достаточно убедительный и количественный характер. Каждый шаг
вперед требовал новых инструментов, а для их создания подчас нужны
были не только новые методы, но и новые идеи.
Однако даже и без новых инструментов астрономы могли бы
продвинуться вперед значительно раньше, если бы не одно коварное
обстоятельство, которое оставалось невыясненным вплоть до 1930 г. Межзвездное
пространство заполнено пылью, которая ослабляет звездный свет, вызывает
ошибки при оценке расстояний и полностью поглощает видимый свет
отдельных участков Млечного Пути.
На признание или непризнание того факта, что наш Млечный Путь —
это спиральная галактика, во многом влияли внутренние противоречия,
свойственные природе человека: его стремление искать в небесах
божественные знамения; его склонность давать волю воображению и способность
не бояться насмешек тех, кого он больше всего уважает; его упрямая
уверенность в том, что даже неверный ответ иногда лучше, чем отсутствие
всякого ответа; его готовность держать в голове взаимно исключающие
ДРУГ друга идеи и в своей работе исходить из них обеих одновременно; его
9

убеждение, что теории должны быть изящны; его всепоглощающий интерес
к проблеме собственной личности.
Именно эта кажущаяся противоречивость делает работу астронома
такой увлекательной в наши дни, и она же рождала бурные всплески
научной деятельности и споров в прошлом. Открытия великих астрономов бы-
тге. столь же неизбежны для их эпохи, как картины Рембрандта для его
времени.
Первым крупным шагом на пути к установлению истинной сущности
Млечного Пути была небесная таксономия — выявление и классификация
разнообразных небесных объектов, видимых в телескопы. Значительную
путаницу при этом создавали пятна туманностей: они являлись в
различных обличьях, точно актер, меняющий костюм после каждой реплики.
Некоторые астрономы считали, что эти туманные пятна складываются из
слабых звезд, другие предполагали, что это отблески сверкающего флюида,
который заполняет дальние пределы пространства, свечение эфира.
Некоторые думали, что это фрагменты нашего собственного Млечного Пути,
другие же — что это иные млечные пути, удаленные от нас на неизмеримые
раюстояния. Доказательства в защиту тех или иных гипотез подвергались
бесконечным обсуждениям и в большинстве своем были косвенными
и не слишком убедительными даже для тех, кто их выдвигал. В конце
XIX века спектроскопия позволила проанализировать свет туманностей:
ответ на прежние вопросы оказался — «и да, и нет». На некоторое время
споры разгорелись еще жарче.
Лишь менее пятидесяти лет назад удалось наконец выявить отдельные
элементы Млечного Пути. Шепли установил положение его центра и
поместил Землю с Солнцем почти на самом его краю. Было обнаружено
вращение Млечного Пути, а Хаббл доказал, что некоторые из крохотных
светящихся спиралей должны представлять собой гигантские звездные
системы, подобные нашей собственной.
Наконец-то человек получил возможность взглянуть на свой мир со
стороны. Наша Галактика была открыта.
Множество вопросов еще не получило ответа (а еще больше даже и не
поставлено). Однако мы начинаем понимать, как развиваются гигантские
звездные вихри галактик, и существуют данные, позволяющие
предположить, что историю наблюдаемой Вселенной можно проследить назад
почти до Большого Взрыва.
Недавно в квазарах и взрывающихся галактиках были открыты
процессы невообразимой мощи. Даже центр нашей собственной Галактики
является средоточием какой-то бурной активности. Что это — родовые
схватки или предсмертные конвульсии? Мы не знаем, и, чтобы ответить на
этот вопрос, нужны новые наблюдения и новые идеи.
Уэстон, Массачусетс, январь 1971 г.
Ч. А. Уитни

ЧАСТЬ ПЕРВАЯ
ПРОБЛЕМА НАЧИНАЕТ СМУТНО ВЫРИСОВЫВАТЬСЯ
ГЛАВА 1. УМОЗРИТЕЛЬНЫЕ ЗАКЛЮЧЕНИЯ
ДРЕВНИХ - ПРЕЛЮДИЯ НАУКИ
Когда я пытаюсь вообразить небо, каким его видели люди в
древности, я представляю себе полную луну, восходящую при закате,— сначала
оранжевая, она потом белеет и заливает лес серебристым светом. В
полночь охотник останавливается отдохнуть и вдруг замечает, что луна вновь
сделалась оранжевой. Пока он смотрит на луну, ее лик медленно
покрывает темно-багровая тень. Он уже не может больше охотиться, потому что
стало слишком темно, в черном небе ярче горят звезды, но он знает, что
луна вернется на небо, и не испытывает страха.
Примерно раз в год, в ту пору, когда узкий месяц таял в утреннем
небе, на солнце вдруг нападал странный недуг — оно как бы начинало
подражать луне. Прежде всего это можно было заметить по солнечным
зайчикам под деревьями — из круглых они превращались в полумесяцы, и чем
уже они становились, тем слабее казался солнечный свет, словно он
пробивался сквозь густое облако дыма. Взглянув на небо, люди замечали, что
солнце тоже приняло форму полумесяца и готово вот-вот исчезнуть, как
незадолго до этого исчезла луна. Но тут солнечный полумесяц
поворачивался, начинал расти, и вскоре в небе уже вновь сиял круглый диск солнца.
Недуг его проходил.
И вот однажды, лет, может быть, через двадцать после того, как
охотник впервые стал свидетелем частного солнечного затмения, в середине
этого привычного явления солнечный серп стал совсем узким и небо
внезапно закрыла пелена ночи. Солнце вырвалось из своей глазницы, и на его
месте осталась только черная дыра, обрамленная серебристо-голубым
венцом. Горизонт вспыхнул оранжевым светом, в небе загорелись созвездия,
которых не было видно уже много месяцев, и птицы запели вечерние
песни. Женщины в страхе прижимали к себе детей.
Затем солнце возвратилось. На краю глазницы вспыхнула капля света,
и серебряный венец загорелся ослепительным сиянием. А когда солнце
зашло, на темном небосводе показались знакомые звезды, отмечавшие
медленное течение ночи и незаметную смену времен года.
Фалес Милетский в VI в. до н. э. составил перечень таких страшных
дней и разработал геометрическую схему, которая позволяла предсказывать
их приход. Так он избавил мир от величайшего из ужасов — от страха пэ-
ред полным солнечным затмением.
У древних греков размышления о природе отчасти вызывались
потребностью в защите от нее. Но эти размышления, казалось, усиливали вос-
11

приятие: создать теорию — значило увидеть. Проверка же теории
представлялась тогда не более необходимой, чем в наши дни проверка поэзии.
В I в. до н. э. римский поэт Лукреций так говорил о своих теориях:
Все же из этих причин непременно одна побуждает
Звезды к движенью и здесь; но какая — предписывать это
Вовсе не должен тот, кто исследует все постепенно 1.
Лукреций утверждал, что человека делает несчастным главным
образом страх смерти, а религия только усугубляет этот страх. Он писал свою
поэму для того, чтобы убедить людей, что души их смертны и что после
смерти люди будут наслаждаться блаженным неведением. Он излагал свои
мысли очень точно:
Что остается теперь — ты узнай и внимательно слушай.
Я не таю от тебя, как это туманно, но острый
В сердце глубоко мне тирс вонзил надежду на славу
И одновременно грудь наполнил мне сладкою страстью
К Музам...
Ибо, во-первых, учу я великому знанию, стараясь
Дух человека извлечь из стеснительных пут суеверий.
Таким образом, Лукреций надеялся с помощью рациональной мысли
выразить то, чему учил Эпикур— «Греции слава и честь». Ибо, едва
...лишь только твое, и? божественной мысли возникнув,
Стало учение нам о природе вещей проповедать,
Как разбегаются страхи души, расступаются стены
Мира, — и вижу я ход вещей в бесконечном пространстве.
Видно державу богов и спокойную всю их обитель,
Где не бушуют ни ветры, ни дождь, низвергаясь из тучи.
Однако, стараясь убедить себя, что единственная реальность — это
реальность чувств, что единственный критерий истины — это проверка
удовольствием или болью, эпикурейцы уничтожали самую возможность
изучения Вселенной. Они утверждали, что человеческие чувства
непогрешимы и природа вещей именно такова, какой она нам представляется. Они
допускали, что рассуждения могут быть ошибочными, но промахи
восприятия заранее исключали.
Лукреций отверг возможность расхождения между видимостью и
реальностью в небесах, объявив:
Солнечный диск, как и жар, исходящий от солнца, не могут
Больше значительно быть или меньше, чем кажется чувствам*
Значит, коль свет и тепло, изливаясь обильно из солнца,
Наших касаются чувств и пространства земли озаряют,
Солнце нам видно с земли в его настоящих размерах,
И полагать, что оно больше иль меньше, не должно.
Да и луна — все равно, несется ль она, озаряя
Светом присвоенным все, или собственный свет излучает, —
Что бы там ни было, — все ж и она по размерам не больше,
Чем представляется нам и является нашему взору.
1 Все цитаты из Лукреция даются по книге Т, Лукреция «О природе вещей», пер,
Ф. Петровского, М., ГИХЛ, 1937 г. — Прим. перев.
12

Следующие строки могут объяснить, откуда возникно представление,
что Солнце и Луна такие, какими мы их видим:
Ибо все то, что в большом отдаленьи, сквозь воздуха толщу
Мы наблюдаем, скорей представляется в облике смутном,
Чем в уменьшенных чертах. Потому и луну непременно,
Раз ее облик и вид представляется ясным и четким,
Видеть отсюда должны мы на небе такою же точно,
Как она есть по своим очертаньям краев и размерам.
Лукреций утверждал, что при удалении предметов очертания их
стираются с расстоянием раньше, чем начинают уменьшаться их видимые
размеры. Во времена, когда перспектива царит в живописи, во времена
фотографии это утверждение представляется совершенной чепухой, но,
думается, мы могли бы отнестись к нему снисходительней. Если мы глядим в
аллею, уходящую вдаль, деревья в глубине ее кажутся нам меньше —
иными словами, они заслоняют меньший участок неба. Но в то же время мы
знаем, что на самом деле дерево не становится меньше только потому, что
оно находится дальше от нас.
Кроме того, на отдаленных деревьях мы можем разглядеть гораздо
меньше веток и листьев. Следовательно, внимательный наблюдатель
должен заметить связь между уменьшением предмета и исчезновением его
мелких деталей.
Мне кажется, именно в этом и заключается основная слабость
аргумента эпикурейцев, изложенного Лукрецием: его глаза, полагал он,
способны видеть все, что вообще можно увидеть на лунном лике. Мысль о том,
что на Луне, возможно, есть множество невидимых для него черт, ему и в
голову не приходила, да она и противоречила бы его точке зрения на
Луну как на изначальный небесный шар.
Те выводы из эпикурейского мировоззрения, которые касались
астрономии, были удивительно скучными: Солнце и Луна таковы, какими мы
их видим, и даже звезды «могут на» деле совсем незначительно быть или
меньше, или же больше, чем кажутся нашему взгляду». Звезды были
просто «звезды». С помощью нескольких простых экспериментов греки могли
бы убедиться в хрупкости их философских построений, однако человек не
стремится уничтожать свое мировоззрение, если оно приводит его в тихую
гавань.
Но как оценить людей, подобных Демокриту, который в VI в. до н. э.
рисовал в своем воображении Вселенную, полную бесконечного
множества миров, подобных нашему? Прошло двадцать пять веков, прежде чем это
предположение нашло хоть какое-то подтверждение. Так назовем ли мы
его мечтателем или гениальным провидцем? Как бы мы ни относились
к Демокриту, мы не можем не признать, что в своей эпохе он стоял
особняком. И хотя его слушали, так как он говорил интересные вещи, его все-
таки называли неразумным.
Какова же роль такого человека в истории?
Конечно, его пример показывает нам, что «нет ничего нового под
солнцем» (цитата эта восходит ко временам, еще более древним, чем
времена Демокрита). Однако, сказав так, мы скажем далеко не все. Мно-
13

гие наши теории представляют собой воскрешение древних фантазий, но
мы по-новому смотрим на них и по-новому оцениваем старые идеи. Мы
нашли новые формы связи между внешним миром и продуктами нашего
сознания: мы изобрели науку. И люди, подобные Демокриту, даже если они
ничего не создали, все же помогли разметить фарватер истории, словно
портовые маяки, которые горят далеко за кормой.
Мне кажется, они сыграли и другую гораздо более важную роль:
у них мы черпаем мужество, помогающее нам оживить блеклые краски
нашей рациональности радужным блеском интуиции.
ГЛАВА 2. ОТ АНТИЧНОСТИ К СОВРЕМЕННОЙ НАУКЕ
ЧЕРЕЗ СХОЛАСТИКУ, СТРАХИ И МУЧЕНИЧЕСТВО
На моем рабочем столе лежит книга, в которой истории астрономии
с III по XV столетие отведены две чистые страницы.
Первые проблески возрождения науки после мглы средневековья
появляются в XV веке в недрах католической церкви. Николай Кузанский
был не астрономом, а кардиналом, но благодаря его широкому кругозору
человеческая мысль вновь обратилась к умозрительному исследованию
небес. По-видимому, Николай Кузанский был большим оптимистом: он
предлагал по-новому перестроить и всю церковь, и образ жизни отдельного
человека. Его книга «Об ученом невежестве» представляет собой тончайшие
схоластические рассуждения о природе бога. И все-таки мы ощущаем в ней
современный подход к науке. Незнание не страшило Николая Кузанского,
и он не замыкался в ограниченной со всех сторон вселенной греков; он
писал как энтузиаст-путешественник, радостно и уверенно плывущий по
открытому морю. Незнание было для него не столько пустотой, которую
предстояло заполнить разного рода предположениями и умозрительными
заключениями, сколько сказочным островом, обещанием будущих радостей.
Николай Кузанский провозгласил бесконечное разнообразие
Вселенной: «Во Вселенной нет ничего такого, что не обладало бы некой
особенностью, которой оно не разделяет ни с чем другим... Обособляющие начала
не образуют в одном точно такой же гармоничной пропорции, как и в
другом».
Из этого обособляющего начала для Николая Кузанского вытекало
два следствия. Во-первых, поддающийся измерению мир предлагает
бесконечно богатый материал для рациональной мысли — нет предела
«познаваемому». И, во-вторых, каждый человек своеобразен и неповторим, а потому
кардинал считал, что человеку следует «довольствоваться нравами своего
народа, своим собственным языком и всем прочим, что принадлежит его
родине, он должен видеть нечто особенно дорогое для него в той земле,
которая произвела его на свет. На такой духовной почве произрастают
единство и мир, насколько это возможно в нашей юдоли».
Эти простые положения стали непременным условием существования
современной науки. Человек, который верит, что он может опустошить
сосуд Вселенной до дна и открыть все ее тайны, недостаточно скромен, чтобы
14

Рис. 1. Солнечная система по Копернику.
Репродукция страницы из книги Коперника «О вращениях небесных сфер», издания 1566 г.
Солнце расположено в центре, показаны орбиты планет, а также орбита Луны, вращающейся
вокруг Земли. Схема Коперника представляла собой скорее математический аппарат для
расчетов, а не соответствующую физическую модель: вот почему расстояния планет от Солнца
не играли в ней никакой роли. И на этом чертеже они весьма далеки от истинных.
заниматься современной наукой. С другой стороны, у человека, не до
конца убежденного в неповторимости и ценности собственного опыта, не будет
той веры в себя, без которой невозможен ученый.
Первым ученым астрономом на исходе средневековья был Николай
Коперник, родившийся в 1473 г., когда представления людей о Вселенной
-все еще опирались на идеи древних греков и египтян. Небо виделось им
15

огромным механизмом, гигантской системой взаимосцепленных сфер,
несущих Солнце, планеты и звезды над их головами. И вся Вселенная плавала
в лоне божьем. Коперник обладал той скромностью и тем ощущением
собственной неповторимости, значение которых открыл современному
человеку Николай Кузанский.
Коперник не принадлежит ни к древнему, ни к современному
мирам, но связан с обоими. Он поместил Солнце в центр Солнечной системы.
Он остановил звезды и придал Земле суточное вращение вокруг оси,
открывая тем самым путь к мысли, что звезды могут быть далекими солнцами
(рис. 1). И тем не менее его книга «О вращениях небесных сфер»,
опубликованная в 1543 г., расходилась очень плохо. Даже первое издание, какая-
то тысяча экземпляров, и то не было полностью распродано. И все же она
положила начало тому, что мы называем «коперниканской революцией» —
переходу к современной точке зрения на Вселенную.
Коперник попытался возродить античную физику, создав модель
Солнечной системы, которая соответствовала бы известным ему фактам,
полученным при наблюдениях за движением планет (главным образом в
древности). Его представления были скованы античным идеалом кругового
движения, и, как сказал в XVII веке Кеплер, «Коперник пытался
истолковывать не столько природу, сколько Птолемея».
Книга Коперника была опубликована только в год его смерти, — по
преданию, он умер, держа в руках первый ее оттиск, — то есть почти через
сорок лет после создания его модели.
В предисловии к своему труду «О вращениях небесных сфер»,
обращенном к папе Павлу III, Коперник писал1:
«СВЯТЕЙШЕМУ ПОВЕЛИТЕЛЮ ВЕЛИКОМУ ПОНТИФИКУ ПАВЛУ III
ПРЕДИСЛОВИЕ НИКОЛАЯ КОПЕРНИКА К КНИГАМ О ВРАЩЕНИЯХ
Я достаточно хорошо понимаю, святейший отец, что, как только
некоторые узнают, что в этих моих книгах, написанных о вращениях
мировых сфер, я придал земному шару некоторые движения, они тотчас же
с криком будут поносить меня и такие мнения. Однако не до такой
уж степени мне нравятся мои произведения, чтобы не обращать
внимания на суждения о них других людей. Но я знаю, что размышления
человека-философа далеки от суждений толпы, так как он занимается
изысканием истины во всех делах в той мере, как это позволено богом
человеческому разуму. Я полагаю также, что надо избегать мнений,
чуждых правды.
Наедине с собой я долго размышлял, до какой степени нелепым
мое х%доа\1а [повествование] покажется тем, которые на основании
суждения многих веков считают твердо установленным, что Земля
неподвижно расположена в середине неба, являясь как бы его центром,
лишь только они узнают, что я вопреки этому мнению утверждаю о
движении Земли. Поэтому я долго в душе колебался, следует ли
выпускать в свет мои сочинения, написанные для доказательства
движения Земли, и не будет ли лучше последовать примеру пифагорейцев и
* Перевод приводится по книге «Жизнь науки», М., изд-во «Наука», 1973, с. 11. —
Прим. ред.
16

некоторых других, передавших тайны философии не письменно, а из
рук в руки, и только родным и друзьям, как об этом свидетельствует
послание Лисида к Гиппарху. Мне кажется, что они, конечно, делали
это не из какой-то ревности к сообщаемым учениям, как полагают
некоторые, а для того, чтобы прекраснейшие исследования, полученные
большим трудом великих людей, не подвергались презрению тех, кому
лень хорошо заняться какими-нибудь науками, если они не принесут
им прибыли, или если увещевания и пример других подвигнут их к
занятиям свободными науками и философией, то они вследствие
скудости ума будут вращаться среди философов, как трутни среди пчел.
Когда я все это взвешивал в своем уме, то боязнь презрения за
новизну и бессмысленность моих мнений чуть было не побудила меня
отказаться от продолжения задуманного произведения.
Но меня, долго медлившего и даже проявлявшего нежелание,
увлекли мои друзья, среди которых первым был Николай Шонберг,
капуанский кардинал, — муж, знаменитый во всех родах наук, и
необычайно меня любящий человек Тидеманн Гизий, кульмский
епископ, очень преданный божественным и вообще всем добрым наукам.
Именно последний часто увещевал меня и настоятельно требовал
иногда даже с порицаниями, чтобы я закончил свой труд и позволил
увидеть свет этой книге, которая скрывалась у меня не только до
девятого года, но даже до четвертого девятилетия. То же самое говорили
мне и многие другие выдающиеся и ученейшие люди, увещевавшие не
медлить дольше и не опасаться обнародовать мой труд для общей
пользы занимающихся математикой. Они говорили, что чем
бессмысленнее в настоящее время покажется многим мое учение о движении
Земли, тем больше оно покажется удивительным и заслужит
благодарности после издания моих сочинений, когда мрак будет рассеян
яснейшими доказательствами. Побужденный этими советчиками и
упомянутой надеждой, я позволил наконец моим друзьям издать трудг
о котором они долго меня просили».
К концу XVI века Джордано Бруно пробудил дремлющий мир,
призвав его обратиться мыслями далеко за пределы планетных сфер. Он
полагал, что космос простираются в бесконечность — у него нет края. В конце
концов, спрашивал он, если пространство обрывается, так что же лежит за
ним? Чем заполнено то, что лежит дальше? И сколь толста стена на краю
Вселенной?
Само по себе это было еще не так возмутительно. Но Бруно пошел
гораздо дальше-^он выдвинул положение о множественности миров, солнц
и населенных планет, невидимых товарищей человечества. Он посмел
поднять руку на представление человека о самом себе, и за это, а также па
обвинению в колдовстве и в результате политических интриг был в 1600 г.
сожжен.
По мнению историка науки Фрэнсиса Джонсона, честь
распространения идеи о бесконечности Вселенной принадлежит также английскому уче-
17

ному Томасу Диггсу, который «был первым выдающимся астрономом
нового времени, создавшим модель бесконечной гелиоцентрической Вселенной
со звездами, разбросанными на разных расстояниях по бесконечному
пространству... среднему англичанину, который не имел ни возможности, ни
знаний, чтобы прочесть и понять великий труд Коперника в оригинале,
книга Диггса давала первое авторитетное изложение новой
гелиоцентрической теории и доводы в ее пользу...»
Следующий отрывок иллюстрирует общий дух трудов Бруно. Он взят
из его книги «О бесконечности, Вселенной и мирах».
«Эльпино: Как возможно, чтобы Вселенная была бесконечной?
Филотео: Как возможно, чтобы Вселенная была конечной?
Эльпино: Как можешь ты доказать эту бесконечность?
Филотео: Можешь ли ты доказать ее конечность?
Эльпино: Как может она простираться?
Филотео: Как может она быть ограниченной?.. Если мир конечен
и ничто не лежит за ним, то я спрошу тебя. ГДЕ находится этот мир?
ГДЕ находится эта Вселенная? Аристотель отвечает: она в себе... [но]
положение в пространстве есть не что иное, как поверхность и предел
содержащего тела, а потому то, что не имеет содержащего тела, не
имеет и положения в пространстве. Что же хотел ты сказать, о
Аристотель, этими словами—«пространство находится внутри себя»?
Какое заключение можешь ты вынести касательно того, что лежит за
пределами мира? Если ты говоришь, что там ничего нет, то, значит,
небеса и мир находятся нигде.
Фракасторо: Мир тогда будет нигде. Все будет нигде.
Филотео: Мир — это нечто такое, что не подлежит разыскиванию...
Если ты говоришь, что за миром — божественный разум, а потому бог
становится положением в пространстве для всего сущего... я скажу,
[что] невозможно, чтобы я мог истинно утверждать, будто существует
такая поверхность, граница или предел, за которыми нет ни тела, ни
пустого пространства, даже хотя бы там был бог. Ибо божественность
не имеет своей целью заполнять пространство, и тем более не
надлежит божественности по самой ее природе, чтобы она была границей
тела».
Из концепции Бруно вытекали два следствия чисто астрономического
характера. Во-первых, все звезды должны быть солнцами, а слабость их
света объясняется лишь огромными расстояниями до них. Идея эта
выдвигалась и прежде, и Бруно не подкрепил ее никакими дополнительными
доказательствами. Однако совершенно новым является второе следствие:
если у Вселенной нет края, у нее не может быть центра; в ней не может
быть ни верха, ни низа, ни правой, ни левой стороны. Так как же составить
ее карту? Как определить наше место во Вселенной? Допустим, мы смогли
бы измерить расстояние до ближайших звезд, установить их расположение
в трехмерном пространстве, а затем с помощью тригонометрических
расчетов зафиксировать наше положение. Если мы выйдем за пределы этой
карты, то сможем изготовить новую как продолжение старой. Но если мы
будем прокладывать весь наш путь от звезды к звезде, то создание карты
18

превратится в удивительно скучное и монотонное занятие — представьте
себе, что современные дорожные карты будут создаваться с расчетом
показать каждое дерево.
Предположим, мы захотим упростить дорожную карту, используя при
этом естественные ориентиры. Для этого мы начнем выбирать более
крупные объекты, такие, как озера и горные хребты. Если же нам понадобится
еще менее детальная карта, охватывающая большую территорию, то мы
используем границы континентов, а озера, по-видимому, и вовсе не будем
отмечать. Таким образом, мы создадим карту всего земного шара, которую
можно охватить одним взглядом, — и все потому, что мы не отмечали
отдельных деревьев.
Можно ли употребить подобный прием для построения карты
Вселенной? Бруно отвечает — нет, создать континентальную карту Вселенной
нельзя. Во Вселенной нет крупномасштабных структур — она
единообразна.
ГЛАВА 3. НЕБЕСА ПРОБУЖДАЮТСЯ
Незадолго до гибели Джордано Бруно Тихо Браге опубликовал
первое сообщение о «новой» звезде. Несколько лет спустя он занялся
наблюдением за кометой, доказал, что она движется между планетами, и тем
самым вдребезги разбил хрустальные сферы, которые, согласно
общепринятому мнению, несли на себе сонм звезд и планет. И раньше находились
люди, утверждавшие, что никаких небесных сфер не существует, но их
доводы были чисто умозрительными и недостаточно убедительными.
Доказать, что решение вопроса можно найти, ночь за ночью глядя на небо и
записывая результаты наблюдений, выпало на долю Тихо Браге. Он первый
установил, что небесные тела свободно движутся в пространстве и что в
небесах могут происходить изменения.
«Новая» звезда — на самом деле вовсе не новая звезда, а лишь новое
обличье старой. Это краткая вспышка, колоссальный взрыв, который на
несколько месяцев усиливает свет звезды в десятки тысяч, а то и в
миллионы раз. Но вот что удивительнее всего — затем звезда постепенно, иногда
после ряда неправильных колебаний блеска, возвращается в состояние,
близкое к исходному. Существует немало теорий, объясняющих причины
таких взрывов, но все это лишь предположения и еще никому не удалось
предсказать появления новой.
Новые звезды наблюдаются реже, чем яркие кометы, но теперь они
уже не считаются особенно редким явлением. Однако за всю историю
человечества до Тихо Браге лишь одна новая была упомянута в письменных
памятниках — новая 1054 года. Можно только предположить, что до Тихо
Браге никто не ожидал увидеть перемены в звездных просторах, а потому
их никто и не видел. Зато комет наблюдалось немало, но Аристотель
написал, что они пролетают ниже Луны. Он считал, что их путь пролегает
сквозь верхние слои нашей атмосферы, и никто тогда не сомневался в
правильности его утверждений.
19

Тихо Браге, знатный датчанин, родившийся в 1546 г., был чудаком.
Он женился на простолюдинке, служанке, и его биографы ищут
объяснение такой выходке то в его желании пойти наперекор знатным друзьям, то
в стремлении упростить свою жизнь и посвятить ее астрономическим
занятиям, а для этого подруга жизни требовалась попроще. Предполагают
также, что он отчаялся найти благородную девицу, которая согласилась бы
стать его женой — ведь в результате дуэли он лишился большей части
носа и скрывал изъян, приклеивая к переносице протез из золота и серебра.
(Когда его хорошо сохранившееся тело было в 1901 г. эксгумировано, этот
протез отсутствовал.)
Когда Тихо было четырнадцать лет, он стал свидетелем частного
солнечного затмения. Само по себе оно оказалось не таким уж
величественным зрелищем, но как было бы замечательно уметь точно предсказывать
затмения! Тихо видел «нечто божественное в том, как люди способны
познать движение звезд настолько точно, что заранее могут указать их
место и взаимное расположение». Он раздобыл лучшие по тем временам
астрономические альманахи и начал изучать планеты, но вскоре почувствовал
недоумение и разочарование. С помощью простенького градштока он
определил положение планет и убедился, что в альманахах содержатся ошибки
в несколько градусов. Такая неточность возмутила его — он решил, что
должен пополнить знания человечества о движении небесных тел. С тех
пор это стало главной целью его жизни.
Утверждению славы Тихо Браге в Скандинавии и во всей Европе
способствовала цепь событий, которые начались ночью 11 ноября 1572 г. Он
вышел из своей химической лаборатории, устроенной в сарае его дяди, и
пробирался в темноте по двору аббатства, в котором они жили, как вдруг
случайно взгляцул на небо, — может быть, так же случайно, как
поглядываем по вечерам на небо все мы. Там, неподалеку от разлапистого W
Кассиопеи, образуя правильный параллелограмм с правой стороной созвездия,
ярко сверкал неведомый пришелец. Тихо не поверил своим глазам. Новая
звезда! Или это ему мерещится? Он остановился и спросил у
сопровождавших его слуг, видят ли они вон ту звезду. Да, видят, сказали они. Тот
же вопрос он задал крестьянам, проезжавшим мимо в повозке. Несомненно,
она ему не чудилась. В тот вечер ужин стыл, пока Тихо Браге измерял
расстояние от новой звезды до звезд Кассиопеи.
У Тихо не было телескопа (он был последним великим астрономом,
скончавшимся до того, как Галилей обратил свою зрительную трубу на
небеса) (рис. 2). Однако он знал, что перед ним не комета—ведь у этого
светила не было хвоста. И не планета — оно мерцало, как мерцают только
звезды. Он знал, что неведомое светило находится далеко за Луной, ибо
оно сохраняло неподвижность по отношению к другим звездам.
У астрологов новая звезда вызвала интерес — правил ее истолкования
не существовало., но ведь она должна была что-то знаменовать. Тихо Браге
в описании своих наблюдений дал следующие толкования звезды:
поскольку звезда эта вначале была подобна Венере и Юпитеру, влияние ее сначала
20

Рис. 2. Ураниенборг, обсерватория Тихо Браге, около 1584 г.
Это была самая большая обсерватория Запада. Зрительные трубы тогда в астрономии не
использовались, а потому все измерения в этой обсерватории проводились с помощью устройств,
похожих на пушечные прицелы.
будет благоприятным; затем она уподобилась Марсу и, значит, последуют
тревожные времена; и наконец, она обрела черты Сатурна, знаменуя пору
смерти. В своем анализе Тихо исходил в основном из цвета звезды, и его
выводы указывают, что в средний период своей жизни она была
красноватого цвета. Современные наблюдения сверхновых подтверждают такое
изменение.
Даже в наши дни звезда Тихо поразила бы воображение: она была
ярче самой яркой планеты (настолько яркой, что в ее свете предметы,
возможно, отбрасывали тени в безлунную ночь), и ее можно было видеть даже
днем. Никаких следов того взрыва пока обнаружить не удалось, хотя на
месте, которое указал Тихо Браге, есть слабая звездочка. Возможно, это
остаток первоначальной звезды.
21

Рис. 3. Молодые звезды и туманное вещество.
В этих трех небольших скоплениях, несомненно, происходит быстрое превращение
разреженной пыли и газа в звезды, поскольку на фотографиях, разделенных промежутком в несколько
десятков лет, можно заметить несомненные признаки конденсации.
(А вот другой взрыв, вспышка 1054 года, оставил после себя
замечательный след — Крабовидную туманность. Волокнистое строение этой
туманности очень хорошо заметно в свете ее красной спектральной линии, а
сами волокна настолько тонки и резки, что расширение газовой оболочки
можно наблюдать по фотографиям, сделанным последовательно через
каких-нибудь несколько десятков лет. Измерение этого видимого движения
на фоне неба и сравнение его со скоростью расширения газовой оболочки,
которая была определена с помощью спектроскопа, позволили точно
установить расстояние до туманности: оно составляет всего 3600 световых лет,
то есть туманность находится намного ближе к нашему Солнцу, чем
большинство звезд Млечного Пути.)
Через пять лет после открытия новой, когда Тихо удил рыбу в пруду
еа принадлежавшем ему острове, он вдруг заметил в вечернем небе еще
одно яркое светило. Венера, ярчайшая из планет, всходила в то время по
уграм, а потому в Тихо заговорило любопытство. Когда солнце зашло и
небо потемнело, поперек него лег длинный широкий хвост — в небе горела
комета.
В течение двух месяцев Тихо Браге тщательно отмечал движение
кометы и пришел к выводу, что Аристотель ошибался: комета вовсе не была
«огненным метеором воздуха», путь ее проходил далеко за Луной.
Вдребезги разнося еще одну легенду, она двигалась между планетами прямо
сквозь хрустальные сферы, к которым они якобы были прикреплены.
В следующем десятилетии вышли буквально сотни книг, посвященных
этой комете, — так родился новый раздел астрономии, изучающий
движение комет.
22

Рис. 4. Переменная туманность Хаббла (NGC 2261).
В течение XIX века у этой туманности были обнаружены неправильные колебания блеска;
в 1916 г. Хаббл сделал ее объектом одного из своих первых исследований. Это первая ее
«официальная» фотография, полученная с помощью двухсотдюймового телескопа Хэйла на Маунт-
Паломар.
Миру предстояло ждать еще более ста лет, прежде чем Ньютон
предложил ключ к объяснению их движения, но слежение за этими
эфемерными небесными телами значительно разнообразило астрономические
наблюдения. Астрономам больше не приходилось ограничиваться только
исследованиями движения планет и Луны.
А что же теперь, четыреста лет спустя, есть у нас, кроме «новых»
звезд и комет? Есть звездные пары и более сложные группы,
совершающие орбитальные движения, — но особой живостью эти движения не
отличаются. Есть звезды, свет которых то усиливается, то ослабевает за
23

Рис. 5. Эффект отражения света при вспышке новой Персея 1901.
Эта звезда вспыхнула 22 февраля 1901 г. На левой фотографии, полученной 20 сентября 1901 г.%
видно нечто, напоминающее круглую туманность. На правой фотографии, сделанной
13 ноября 1901 г., туманность заметно увеличилась. Учитывая такое стремительное
расширение, астрономы пришли к выводу, что они наблюдают распространение волны
света в уже ранее существовавшей туманности. Туманность, выброшенная самой звездой,
стала видима лишь несколько лет спустя; она показана на рис. 6 *.
* Обратите внимание на две яркие конденсации в правом верхнем углу правой
фотографии. Их не видно на предыдущем снимке, в то время как расстояние конденсаций от центра
объекта несколько больше, чем расстояние до границы туманности на левом снимке. Следует
также иметь в виду, что интенсивность излучения новой звезды в период, когда был сделан
первый снимок, значительно выше; отсюда и ббльшие на первый взгляд размеры туманности
на левой фотографии. — Прим. ред.
периоды продолжительностью от нескольких минут до нескольких лет.
Есть движущиеся облака на Марсе и Юпитере, но они больше скрывают
от нас, чем позволяют узнать.
Жизнь большинства звезд, в том числе и Солнца, длится миллиарды
лет, а потому за несколько столетий в них нельзя заметить никаких
перемен, хотя некоторым из звезд предстоит догореть через какой-нибудь
десяток миллионов лет.
Но был один документально засвидетельствованный случай рождения
звезды — или, во всяком случае, чего-то подобного — на протяжении всего
лишь двух десятилетий. На первой фотографии (рис. 3) запечталена
бесформенная туманность, на следующей — в туманности появляется яркий
узелок («новая звезда» в подлинном смысле этого слова). По мнению
Джорджа Хербига — человека, обнаружившего это,— нет ничего
невероятного в том, что тут мы действительно наблюдаем рождение звезды. И он,
и другие ученые обнаружили много слабых звезд, глубоко спрятанных в
туманностях,— возможно, это и есть места образования новых звезд.
Помимо весьма характерного вида, такие звезды отличаются переменной
активностью, что свидетельствует об их неустойчивости и накоплении
вещества (аккреции) з их внешних слоях.
Есть переменные туманности — изменения их свечения, по-видимому,
вызываются какой-то из соседних звезд. Одна такая туманность похожа
24

Рис. 6. Расширяющаяся туманность вокруг новой Персея 1901.
Туманность, сфотографированная с помощью двухсотдюймового телескопа в 1949 г. выглядит
более бледной, чем сама звезда, и в ней ясно заметна сложная волокнистая структура. То, что
разные звезды на этой фотографии имеют различные диаметры, объясняется различиями в их
яркости, а отнюдь не в реальных размерах. Все звезды расположены от нас слишком далеко»
и их истинные размеры никак не могут быть заметны на фотографии.
на комету, звезда в ее «голове» возбуждает свечение газового хвоста;
яркость этой звезды меняется, а с ней меняется и яркость туманности
(рис. 4).
Интереснейший пример жизни неба являет собой световая волна,
которая распространяется от новой, открытой в 1901 г. в созвездии Персея.
На рис. 5 приведены две фотографии, снятые с промежутком в несколько
недель и показывающие расширяющуюся кольцевую туманность,
возникшую вокруг звезды после взрыва. Расстояние до этой звезды удалось
установить, и скорость расширения туманности, рассчитанная по ее видимому
движению, оказалась равной скорости света — 300 000 км/с. Здесь
возможно только одно объяснение: так как взрыв новой неспособен придать
веществу туманности такую скорость, то, следовательно, мы наблюдаем
световую волну, распространяющуюся от места взрыва. Мы словно видим
движение кончика луча прожектора. (В момент взрыва, кроме вспышки
света, произошел и выброс газа — на современных фотографиях ясно
видна туманность, расширяющаяся со скоростью нескольких тысяч
километров в секунду, то есть в сотню раз медленнее света (рис. 6).)
25

Рис. 7. Колебания блеска переменной звезды RZ Кассиопеи.
При измерениях телескоп был слегка расфокусирован, а фотопластинка между последующими
экспозициями сдвигалась на 1,2 мм. Звезда оставила серию своих изображений, и
общее время съемки составило около 3 час. Это затменная переменная, в которой члены пары
по очереди закрывают друг друга.
Рис. 8. Вспышка новой.
На этих двух фотографиях изображен один и тот же участок неба; стрелка указывает звезду
до вспышки. «Новая» не является новой звездой в буквальном смысле слова, но ее яркость
на короткое время возрастает во много тысяч раз. Это новая Геркулеса 1934; ее яркость
приблизительно через год снова упала до первоначального значения. Совсем недавно было
обнаружено, что на самом деле это тесная звездная пара, откуда возникло предположение, чта
взрыв одной из звезд мог быть вызван присутствием другой.
При тщательном исследовании у каждой звезды и планеты
обнаруживаются самые разнообразные изменения (рис. 7и8). Например, солнечная
атмосфера постоянно бурлит; на ней появляются и пропадают волокнистые
образования, причем большую их часть трудно заметить с Земли.
Крохотные взрывы длятся считанные секунды, но они порождают излучение
26

колоссальной интенсивности; поверхность Солнца чуть колышется, словно
поверхность океана при зыби; солнечные пятна появляются и растут на
протяжение месяцев; количество пятен на Солнце то увеличивается, то
уменьшается с периодом в одиннадцать лет, а магнитное поле Солнца
совершает полный цикл изменений каждые двадцать два года. Несомненно,
подобные процессы протекают во всех звездах. Мы обнаружили бы бури
даже на самой спокойной звезде, если бы могли наблюдать ее с достаточно
близкого расстояния.
Времена Тихо Браге прошли безвозвратно: теперь астрономы, глядя в
небо, больше не представляют его себе в виде огромного хорошо
отрегулированного механизма — скорее тут подошел бы термин «зоопарк».
ГЛАВА 4. КЕПЛЕР
Кеплер был последним из профессиональных астрономов, который
верил (или, во всяком случае, утверждал, что верит) в астрологию. Он
составил очень подробный и весьма откровенный гороскоп для членов своей
семьи, где сообщает следующие сведения о своем зачатии и рождении:
«Я исследовал вопрос о моем зачатии, которое произошло в году 1571,
мая 16 дня в 4 часа 37 минут утра... Моя слабость при рождении
опровергает подозрение, будто моя мать уже была беременна в день свадьбы,
состоявшейся 15 мая... Итак, я родился преждевременно, на тридцать второй
неделе, через 224 дня и десять часов» (27 декабря 1571 г. — Авт.).
Он был болезненным ребенком, которого судьба наградила
близорукостью, чесоткой, болячками, слабым желудком, а кроме того, отцом,
который, по его описанию, был «порочен, безжалостен, сварлив и обречен на
плохой конец. Венера и Марс приумножили его злобность. Юпитер...
сделал его нищим, но дал ему богатую жену... [Он] обходился с моей матерью
как нельзя хуже, отправился в конце концов в изгнание и там умер».
Немногим снисходительнее описал Кеплер и свою мать: «...маленькая, тощая,
темная лицом, болтливая, сварливая, со скверным нравом». Брат у него
был эпилептиком, а сам Кеплер — ипохондриком. Но он не погряз в
жалости к себе, он почерпнул силу в собственных несчастьях и стал человеком
удивительнейшей трудоспособности, хотя и довольно-таки нетерпимым к
другим.
Когда Кеплер был еще ребенком, на него произвела огромное
впечатление открытая Тихо Браге комета 1577 года. «Мать поднялась [с ним]
наверх, чтобы посмотреть ее». Позднее он вспоминал красную мглу во
время затмения Луны, которое видел в девятилетнем возрасте. Он поступил в
протестантскую богословскую семинарию, но, еще не окончив ее, начал
преподавать математику. Год спустя — ему было тогда двадцать два — пока
он набрасывал на доске перед своими учениками чертеж, ему вдруг
пришла в голову мысль, определившая всю его дальнейшую жизнь. Он
начертил равносторонний треугольник с вписанной и описанной окружностями
(рис. 9) и неожиданно осознал, что отношение радиусов этих двух
окружностей почти точно соответствует отношению радиусов орбит Юпитера и
27

Сатурна. Равносторонний треугольник представляет собой простейшую
геометрическую фигуру, а Сатурн считался тогда последней планетой
Солнечной системы. Ну, а остальные планеты? Нельзя ли и у них обнаружить
ту же закономерность? Оказалось, что нельзя, но Кеплер продолжил свои
исследования с геометрическими телами. К вящему своему восторгу он убе-
Р и с. 9. Читая лекцию по геометрии, Кеплер заметил,
что радиусы окружностей, вписанной в
равносторонний треугольник и описанной вокруг него, относятся
друг к другу так же, как радиусы орбит Юпитеоа и
Сатурна. Это заставило его заняться поисками
объяснения и других орбит.
дился, что существует ровно пять пра!вильных геометрических тел, углы
каждого из которых лежат на описанной сфере, а грани в свою
очередь касаются вписанной сферы. Между планетами же имелось как раз
пять неравных расстояний, каждое из которых, несомненно, должно было
соответствовать одному из этих геометрических тел. После некоторых
манипуляций ему удалось найти последовательность, которая достаточна
близко отражала относительные расстояния между планетами, и он
опубликовал свою первую книгу «Тайна Вселенной», иллюстрированную
изображением его модели. Кеплер не сомневался, что тайна Вселенной
разрешена: ведь он не только объяснил основу устройства Солнечной системы,
но и открыл, почему планет именно шесть, а не «двадцать или сто».
Собственная находка полностью его заворожила, и он постарался
усовершенствовать свою конструкцию, получив более точные данные о движении
планет.
Тихо Браге был истинным кладезем сведений, и Кеплер решил
«вырвать у него его сокровища», ибо, по его убеждению, сам Тихо не мог
найти употребления своим знаниям, «как это всегда бывает с богачами». Тихо
Браге, со своей стороны, понимал, что ему для обработки собранных им
данных нужна помощь, а потому сам обратился к Кеплеру, и они работали
вместе два года, вплоть до смерти Тихо. Кеплер «унаследовал» весь
накопленный материал и бился над ним несколько десятилетий, пытаясь
определить орбиты, по которым движутся планеты.
Кеплер обнаружил, что каждая планета описывает в своем движении
эллипс — фигуру, которая отличается от круга и которую нельзя
построить точно, налагая одно круговое движение на другое (как пытались это
сделать Птолемей, а затем Коперник), хотя при использовании большого
числа сочетающихся круговых движений возможно довольно хорошее
приближение. Кеплер заменил нагромождения кругов простым эллипсом.
Кроме того, он показал, что периоды обращения планет связаны очень
простым соотношением с размерами орбит этих планет и быстрее всего
28

планеты движутся на той части орбиты, которая находится ближе к
Солнцу.
В предисловии к величайшему из своих трудов, «Новой астрономии»*
опубликованной в 1608 г., Кеплер писал: «Для меня важно не просто
сообщить читателю, что я должен сказать, но прежде всего ознакомить его с
доводами, оговорками, счастливо преодоленными опасностями, которые
привели меня к моим открытиям. Когда Христофор Колумб, Магеллан и
португальцы, из которых первый открыл Америку, второй Китайский
океан, а последние — морской путь вокруг Америки, повествуют, как они
сбивались с пути и блуждали в своих путешествиях, мы не только прощаем
дм это, но, более того, мы не желаем пропуска этих рассказов, так как
тогда при чтении было бы потеряно впечатление о всем значительном в их
предприятиях. Пусть же поэтому и мне не поставят в вину, когда я, вызывая у
читателя интерес, пойду подобным путем в своем изложении».
По-видимому, жажда исповедоваться жила в Кеплере еще со дней его
юности. Уже в первых своих произведениях он раскрывал себя как мало кто
из выдающихся личностей эпохи Возрождения, и в его позднейших
произведениях продолжается та же линия. Он был органически неспособен
написать гладенький, правильно построенный учебник, в котором излагались бы
только результаты его работы.
Космология 1 Кеплера была по сути своей теоморфной, она опиралась
на представление о троичности бога. Он писал:
«В сфере (мира.—Авт.), каковая есть подобие бога-творца и
архетип всего мироздания, три суть области, символы трех лиц Святой
Троицы: центр — символ Отца, поверхность — символ Сына и
промежуточное пространство — символ Духа Святого. И тако же сотворены
были важнейшие части мироздания — различные части различных
областей: Солнце в центре, сфера неподвижных звезд на поверхности, и
наконец, планетная система в области, лежащей между Солнцем и
неподвижными звездами...
Солнце есть огонь, как говорили пифагорейцы, или же
раскаленный докрасна камень или масса, как говорил Демокрит, сфера же
неподвижных звезд, говоря сравнительно, есть лед, или хрустальная
сфера».
1 В дальнейшем читателю придется нередко сталкиваться с терминами
«космогония» и «космология». Космогония (от треческих «космос» — Вселенная и «гони» —
рождение) — наука о происхождении и развитии небесных тел и их систем.
Космология («логос» по-гречески — учение) — наука, рассматривающая Вселенную со всеми
входящими в нее объектами как целое.
В былые времена, когда представления о физическом разнообразии небесных
тел еще не сложились, рассуждения о строении мира уместнее определять именно
как космологические, несмотря на то, что известная тогда часть Вселенной
ограничивалась по сути дела Солнечной системой. Впоследствии, когда границы наблюдаемой
Вселенной и наши физические представления о ней неизмеримо расширились,
планетная система «перешла в ведение» космогонии. В то же время космология
приобрела свой современный характер науки, рассматривающей явление предельно
большого масштаба — Вселенную в целом. — Прим. ред.
29

Таким образом, Кеплер сохранял древнюю хрустальную опору звезд.
Но если звезды в соответствии с подобием божьим ограничены сферой, из
этого следовало, что Вселенная не может быть бесконечной. А потому
перед Кеплером встала задача доказать ограниченность звездного царства.
Для этого он вывернул наизнанку довод Бруно о том, что бесконечная
Вселенная должна быть единообразна и не иметь определенного центра.
Когда мы глядим в небо, говорил Кеплер, то чувствуем, что стоим в
центральной пустоте, окруженной звездами. А если мы находимся в такой пустоте,
то Вселенная не может быть бесконечной.
Оставалось доказать, что мы действительно находимся в пустоте, и
Кеплер проделал это с большим остроумием, хотя современные данные
заставили бы его прийти к прямо противоположному результату.
Кеплер заметил, что наиболее яркие звезды, предположительно самые
близкие к нам, имеют, если смотреть на них невооруженным глазом,
угловой диаметр около 0,1°. Они расположены по небу на расстоянии примерно
10° друг от друга, а потому, оказавшись на одной из них и поглядев вокруг,
мы увидели бы соседние звезды на расстоянии, которое лишь в сто раз
больше их диаметра, то есть примерно такими же, как Солнце на нашем
небосводе. Такие небеса явились бы великолепной выставкой солнц, чего с
Земли нам видеть не дано. Следовательно, Вселенная не единообразна, а
значит, и не может быть бесконечной.
Однако в рассуждениях Кеплера содержалась одна фактическая
ошибка. Через несколько лет Галилей обнаружил, что Кеплер преувеличил
видимые диаметры звезд. Невооруженному глазу казалось, что размеры
звезд составляют примерно 0,1°. Но Галилей в телескоп увидел, что они
много меньше. Он даже пришел к выводу, что их видимый диаметр, если
смотреть на них в совершенно свободный от аберраций телескоп, окажется
исчезающе малым.
Это открытие опровергло довод Кеплера и разрешило еще одну
трудность, связанную с гелиоцентрической моделью Коперника- Если Земля
движется вокруг Солнца, ее движение должно сказываться на видимом
положении звезд. Однако даже Тихо Браге не сумел обнаружить никакого
видимого смещения звезд, отсюда следовало, что звезды должны
находиться от нас во много тысяч раз дальше, чем Солнце. Но если они были так
далеки и все-таки их видимый диаметр составлял около 0,1°, то простейший
геометрический расчет показывал, что каждая звезда должна быть в
несколько тысяч раз больше, чем Солнце. И лишь благодаря открытию
Галилея, установившего, что звезды видны нам лишь как точки света,
размеры звезд были сведены к размерам нашего Солнца.
По-видимому, многие ученые согласились бы с той оценкой, которую
история дала каждому из их трудов, но Кеплер вряд ли относится к их
числу. Высшим своим достижением он считал то, что сейчас выглядит для нас
просто забавной диковинкой, его данью античному наследию,
примером той путаницы, которая нередко возникала при переходе от
средневековой науки к современной. Если бы «Тайна Вселенной» осталась единствен-
30

ной книгой Кеплера, я думаю, он был бы давно забыт, но сам он наиболее-
высоко ценил это приложение геометрической философии греков к
строению Солнечной системы. На наш же взгляд, такое сочетание вписанных
друг в друга геометрических фигур куда больше подходит для украшения
Рис. 10. Геометрическая структура
Кеплера, которая якобы должна была
объяснить соотношение расстояний различных
планет от Солнца.
Комплект концентрически расположенных
геометрических тел поддерживает сферы (по
одной на каждую планету) на
соответствующих расстояниях друг от друга.
газона, чем для книги по астрономии (рис. 10). Никаких физических
оснований для этих архитектурных построений не было и, несомненно, никогда
не будет найдено.
Вот почему так трудно дать оценку трудам Кеплера. Из-за его
непоколебимой веры в то, что мир отлит в математической изложнице, очень
соблазнительно отнести Кеплера к античности — скажем, к
пифагорейцам. Для него мироздание было по сути своей математично: он считал,
что, изучая геометрию, мы изучаем мироздание. Это античное, а не
современное восприятие мира.
Нередко говорят о близости Кеплера к современным ученым, потому
что он стремился ввести в свои теории результаты наблюдений — он
разрабатывал свои геометрические построения с учетом таких данных. G этим
я согласен, но прибавлю, что даже это внимание к результатам наблюдений
не может обеспечить ему места среди современных ученых, так как
характерные черты современной науки не исчерпываются только точностью
наблюдений и прогнозами на будущее. Современная наука стремится создать
простое, но изящное и полное — «художественное» — описание мира.
Творческий ум в современной науке — это художественный ум, и в этом
отношении мы не слишком далеко ушли от античности. Но в наше время раз-
еился еще один тип ума: технический — ум человека, опирающегося на
числа и измерения, опыты и машины. Возможно, такие люди существовали
и в древности, — наверное, это они составили сложные таблицы для
предсказания приливов и, уж конечно, они построили пирамиды.
Давно стало модным сравнивать изящные физические построения с:
31

хорошими стихами, и я согласен в теми, кто считает, что между ними есть
много общего. Язык поэзии — это метафора, а ведь математический закон
или теория тоже метафоричны. Никто не считает, что законы Кеплера
действительно управляют движением планет или с полной точностью
описывают это движение. Всегда возникают отклонения, порождаемые
ничтожно малыми силами, и для более точного описания этих движений —
например, при расчетах, необходимых для исследования других планет, — мы
оставляем законы Кеплера и обращаемся к законам, сформулированным
Ньютоном. Но применение даже и этих законов ограничено: они верны
только при сравнительно небольших скоростях и расстояниях.
Ключ к оценке трудов Кеплера, среди которых сам он выше всего
ставил свое «украшение для газонов», — а для нас наиболее ценны три
простых закона, родившихся из бесконечных страниц его математических
расчетов, — этот ключ, пожалуй, отыщется, если мы поймем поэтическую
натуру этого человека. Кеплер был скорее поэтом, чем ученым. Нас может
сбить с толку то, что его занимали положения планет, а, скажем, не
восторги и муки любви, но это лишь случайность (хотя она кое-что говорит о
нем). Для Кеплера доступные наблюдению элементы строения Солнечной
системы были всего лишь зримыми символами скрытых за ними тайн —
так острова Тихого океана выдают присутствие подводных горных цепей.
Мне кажется, если взглянуть на работу Кеплера в такой плоскости,
все более или менее прояснится. Его можно рассматривать как первого
из современных формалистов, которые заняли теперь определенное место
в науке: из имеющихся у него данных он пытался вывести концепцию,
которая придала бы смысл этим данным, подобно тому, как концепция
художника придает смысл элементам его картины или романист
обнаруживает скрытый смысл в будничных событиях. И как художник или
романист, такой ученый игнорирует события и факты, которые не укладываются
в схему его концепции. Недаром существует ходкая острота: «Если
факты не укладываются в теорию, тем хуже для фактов».
Галилео Галилей был современником Кеплера, но к
экспериментальным данным он подходил совершенно иначе. Галилей никогда не стал бы
предаваться умозрительным размышлениям о законах, которых он не мог
бы проверить опытным путем. Он хотел знать то, что говорит природа, а
не то, что говорит о ней его воображение. Когда Галилей почувствовал, что
Аристотель неверно описал движение катящихся шаров и падающих
грузов, он выдвинул ряд альтернативных предположений, теоретически
оценил следствия, вытекающие из каждого предположения, а затем поставил
ряд экспериментов, пока не установил, какое из этих предположений
соответствует реальности. Пусть история о том, как он бросал легкие и
тяжелые шары с падающей Пизанской башни, — всего лишь легенда, но она
могла бы быть истинной, поскольку совершенно верно показывает, что его
эксперименты не всегда были строгими. Он скорее пытался оценить
различные варианты, чем вывести точную математическую зависимость.
В наши дни Кеплер и Галилей занимают почетное место в науке:
пример одного из них увлекает нас ввысь, а другой зовет к изучению основ
строения Вселенной.
32

ГЛАВА 5. ВЕСТЬ, ПОЛУЧЕННАЯ
ГАЛИЛЕЕМ ОТ ЗВЕЗД
Галилео Галилей, родившийся в 1564 г., был мастером на все руки.
Узнав, что некоторые наборы увеличительных стекол словно приближают
земные предметы, он принялся пробовать различные их сочетания и
остановился наконец на определенной комбинации собирающих и
рассеивающих линз — так был создан телескоп Галилея. В те дни зеркала и линзы
оставались инструментами магов и фокусников — их скорее можно было
найти на ярмарках, чем в университетах. Несомненно, подзорные трубы
конструировали и другие люди, но Галилей сделал то, чего до него не
делал, по-видимому, никто — он обратил свою подзорную трубу к небесам. Мы
не знаем, было ли это случайностью или Галилей предполагал, что его
труба позволит увидеть небесные тела так, как их не видел еще никто, но
описания первых ночей, которые он провел у телескопа, сложились в одну
из самых волнующих научных книг, когда-либо появлявшихся за всю
историю человечества. Это был «Звездный вестник», опубликованный в 1610 г.
Все ее страницы дышат страстной увлеченностью, и легко вообразить,
в каком состоянии жили чада и домочадцы Галилея в первые месяцы его
работы с телескопом. Почти сразу он открыл лунные кратеры, медленно
ползущие по солнечному диску пятна, фазы Венеры и — самое главное —
четыре луны, которые обращались вокруг Юпитера, словно воспроизводя
в миниатюре коперниковскую модель Солнечной системы. Он получил
неопровержимое доказательство истинности гелиоцентрической системы:
Земля не была неподвижна.
Его телескоп разделил облака Млечного Пути на звезды, и Галилей
писал:
«Я наблюдал природу и вещество Млечного Пути. С помощью
телескопа его удалось обозреть так подробно и с такой зрительной
ясностью, что все споры, которые на протяжении стольких веков вели
философы, разрешились, и мы наконец можем быть свободны от
докучливых словопрений о нем. Млечный же Путь есть на деле не что иное,
как масса бесчисленных звезд, собранных в скопления. Куда ни
повернешь трубу, повсюду взору открывается великое множество звезд.
Многие из них довольно крупные и яркие, количество же звезд
помельче исчислить невозможно».
Наблюдения, сделанные Галилеем с помощью телескопа, стали
логическим завершением работы Тихо Браге. Разделения Земли и неба больше
не существовало: все звезды — это далекие солнца, все планеты подобны
Земле. Ученый, сделавший открытие с помощью ярмарочной игрушки,
рисковал навлечь на себя насмешки и осуждение коллег. Поэтому император
Рудольф II осведомился у Кеплера, что он думает о «Звездном вестнике»
Галилея. Императору только что вручили в Праге первый экземпляр этой
книги, вышедшей в марте 1610 г. Он тут же переслал ее Кеплеру, который
был его придворным математиком. 13 апреля Кеплер получил такой же
запрос от самого Галилея, переданный через тосканского посланника в
Праге. Неделю спустя Кеплер вручил посланнику длинное письмо, которое
33

Рис. 11. Млечный Путь в созвездиях Стрельца, Змееносца и Скорпиона.
Снимок сделан с трехчасовой экспозицией стодвадцатисемимиллиметровым объективом,
поле зрения которого составляет 21° (чуть больше ширины участка, который покрывает ладонь
вытянутой руки). Обратите внимание на скопления звезд, темные пятна и звездные облака,
образующие фон на фотоснимке.
было отослано Галилею с дипломатическим курьером. Еще через месяц
Кеплер, добавив вступление и кое-что изменив, опубликовал свое письмо
под заглавием «Беседа со Звездным вестником».
Почему Галилей предпочел прибегнуть к посредничеству посланника,
а не написал прямо Кеплеру, мы не знаем, но историк Эдвард Розен
высказывает предположение, что Галилей, возможно, испытывал некоторую
неловкость, так как в свое время (более десяти лет назад) не выполнил
такой же просьбы Кеплера, когда тот опубликовал «Тайну Вселенной».
Из вступления Кеплера к «Беседе» можно понять, что, по мнению
некоторых его друзей, он слишком уж расхвалил Галилея, а по мнению
34

других — критиковал его за необоснованные притязания. Кеплер писал:
«Я не думаю, что итальянец Галилей обошелся со мной, немцем,
настолько хорошо, чтобы, отвечая, я должен был бы льстить ему в
ущерб истине или моим глубочайшим убеждениям.
Но пусть никто не полагает, будто готовность моя согласиться с
Галилеем означает, что я отрицаю за другими право не соглашаться с
ним. Я воздал ему хвалу, однако каждый человек свободен решать
сам за себя. Более того, я выступаю тут и в защиту некоторых моих
взглядов. Я сделал это в убеждении, что они верны, и с самыми
серьезными намерениями. И все же я торжественно обязуюсь отказаться
от них без всяких оговорок, если кто-либо более осведомленный
убедительным образом укажет мне на какую-либо мою ошибку».
«Беседа» Кеплера — очаровательный трактат, в котором поочередно
разбирается каждый раздел «Звездного вестника», и все это делается с
юмором, «дабы облегчить тяжкий труд и сложность» предмета.
Самого Кеплера больше всего поразило то, что Галилей открыл в
пределах Солнечной системы четыре новые планеты. Слух об этом дошел до
Кеплера через его друга Иоганна Вакхера за несколько недель до
прибытия книги в Прагу. Кеплер писал:
«[Вакхер] поведал мне об этом из окна кареты, остановившись
перед моим домом. Великое удивление охватило меня, когда я обдумал
эту странную новость. Мы оба были в большом возбуждении (потому
что вдруг разрешилось одно наше давнее несогласие). Он был охвачен
восторгом, я — стыдом, и оба мы так смеялись, что он едва мог
говорить, а я слушать...
Когда я расстался с Вакхером, я более всего думал о великой
славе Галилея, заслуженной здравостью его суждений и тонкостью
его ума. И вот я начал размышлять о том, может ли увеличиться
число планет, не повредив моей «Тайне Вселенной», которую я выпустил
в свет тринадцать лет назад. В этой книге пять геометрических тел
Евклида... допускают лишь шесть планет вокруг Солнца и не более».
Таким образом, кемеровскому толкованию строения Солнечной
системы, казалось, был нанесен смертельный удар, так как для добавочных
«планет» больше уже не оставалось геометрических тел Евклида. Вакхер
предположил, что новые планеты, возможно, были замечены возле какой-
нибудь звезды, вокруг которой они и обращаются, доказывая тем самым
множественность миров. Кеплер предпочел остаться при мнении, что новые
планеты — всего лишь спутники, обращающиеся вокруг других планет,
подобно тому как Луна обращается вокруг Земли. Он говорит: «Вот что
думал я и вот что думал он, пока, полные надежды, мы с самым горячим
нетерпением ожидали книгу Галилея».
Когда книга была наконец получена, Кеплер «в какой-то мере
воспрянул духом», узнав, что четыре новых небесных тела оказались лунами
Юпитера. Таким образом, он был избавлен от необходимости признать
множественность миров — эту «мерзкую философию», которая соблазнила
его друга Вакхера.
Хотя мысль о том, что и у других звезд есть обитаемые планеты, вы-
35

Рис. 12. Атлас Млечного Пути, составленный из мозаики фотографий,
подобранных Фрэнком Э. Россом и Мэри Р. Колверт.
Указаны отдельные звезды. Яркие звездные облака в Стрельце лежат в области, обозначенной координатой 330°.
Обратите внимание на бросающееся в глаза разделение звездных облаков на две полосы в области 350—20°. Эти
координаты дают галактические долготы по старой системе; позже, когда центр Галактики был отожествлен с яркими
облаками в Стрельце, координатную сетку сдвинули таким образом, чтобы именно это направление определило начало
отсчета системы координат.

Рис. 13. Скопление Улей в созвездии Рака.
Эта фотография, сделанная с помощью двухсотдюймового телескопа Хэйла, показывает,
насколько различна бывает яркость входящих в одно скопление звезд. Здесь не видно никаких
признаков туманности.

зывала у Кеплера отвращение, он тем не менее, казалось, не без
удовольствия принимал возможность жизни еще где-нибудь в пределах
Солнечной системы. По мнению Кеплера, луны Юпитера свидетельствовали о том,
что планета эта обитаема. Он спрашивал: «К чему [луны]... если нет людей,
которые собственными глазами могли бы видеть это удивительное
переменчивое зрелище?»
Вот еще одно проявление его воображения:
«Не так уж невероятно, должен я заметить, что обитатели
имеются не только на лунах, но и на самом Юпитере... Однако едва лишь
кто-нибудь постигнет искусство летать — и найдется достаточно
поселенцев из числа нашего, человеческого рода. Кто знает, может, это
плавание по широкому океану (пространства.— Авт.), будет более
спокойным и безопасным, чем по узким Адриатическому и
Балтийскому морям или Ла-Маншу? Дайте только корабли и паруса, пригодные
для небесных ветров, и тут же найдутся смельчаки, которые без
трепета отправятся в эти необозримые просторы. А потому ради тех, кто
того и гляди предпримет это путешествие, создадим же, Галилей,
астрономию: ты — Юпитера, а я — Луны.
Шутки эти вставлены сюда в похвалу дивной человеческой
храбрости, особенно явной в людях нашего века. Ибо досточтимые тайны
священной истории не представляются мне подходящим поводом для
смеха».
Убедившись, что открытия Галилея не опровергли его «Тайны
Вселенной» — ведь спутники можно было и не включать в геометрическую
структуру, связывающую главные планеты, — Кеплер должен был еще
ответить на заявление, что земная астрология, поклонником которой он
был, неверна, поскольку астрологи определяли влияние планет без учета
четырех неведомых спутников Юпитера. С этим он справился легко,
указав, что спутники весьма близки к Юпитеру, а потому их влияние
объединяется с влиянием этой планеты. С явным удовольствием он добавляете
«Так астрология сохраняет свое положение. И в то же время становится
очевидным, что эти четыре новые планеты предназначены в первую
очередь не для нас, живущих на Земле, но, несомненно, для юпитерян,
обитающих на Юпитере».
Однако «Беседа» Кеплера была написана не только для защиты его
собственной космологии: главной ее целью была защита галилеевского
«Вестника». Кеплер не имел телескопа, и он на mof прямо подтвердить
открытия Галилея. Ему оставалось только одно — указать на
подтверждающие их положения в своих собственных и чужих трудах. Он и раньше знал
принципы устройства зрительной трубы, но не пытался изготовить ее,
потому что, согласно его мнению, «мелкие части видимых предметов на
расстоянии стираются и искажаются». Он считал, что такой инструмент не
даст никакого выигрыша. В сообщениях указывалось, что телескоп
Галилея делает предметы ближе в тридцать два раза. Кеплер писал: «Столь
мощная труба кажется многим чем-то невероятным, однако в ней нет
ничего невозможного и даже нового. И она вовсе не была недавно впервые
изготовлена голландцами, но уже много лет назад о ней возвестил в своей
39

книге «Естественная магия» Джованни Баттиста делла Порта».
Действительно, в книге делла Порты упоминалось о возможности соединить линзы
так, как это позже сделал Галилей, чтобы дальние предметы казались
яснее, и, по преданию, автор показывал такой инструмент своим друзьям,
однако Кеплер пишет, что у делла Порты «объяснение их изготовления...
настолько запутанно, что невозможно понять, о чем он толкует».
Кеплер защищает Галилея со всей определенностью. Дав оценку
книге делла Порты, он добавляет: «Я указываю на все это не для того, чтобы
умалить славу человека, который изобрел и сделал эту трубу, кем бы он
ни был. Мне известно, сколь велика разница между теоретическими
рассуждениями и зримым опытом... Но я тут пытаюсь внушить скептикам
веру в твой инструмент».
Касаясь утверждения Галилея, что Млечный Путь представляет собой
всего лишь массу неразличимых для нашего глаза звезд, Кеплер замечает,
что предположение Тихо Браге о зарождении комет из туманности
Млечного Пути должно быть отброшено. Однако сто лет спустя эту теорию
происхождения комет воскресил французский астроном Лаплас 1.
Что бы ни думали друзья Кеплера о «Беседе» (особенно если
вспомнить, с каким недоверием был встречен «Звездный вестник»), этот
трактат Кеплера неопровержимо свидетельствует о редкой искренности
Кеплера и его интеллектуальной честности. Трудно предположить, чтобы
Галилей мог усмотреть в «Беседе» зависть или скептицизм — наверное, он
был ею очень доволен. У нас нет прямых свидетельств того, как он
отнесся к этой книге: Галилей не был любителем писать письма. Но, пожалуй, его
молчание уже достаточно красноречиво. Обычно Галилей весьма резко
реагировал на критику своих утверждений, так как был очень вспыльчивым
человеком. Если бы он усмотрел в книге Кеплера какие-нибудь нападки,
то, конечно, ответил бы ему.
Галилей сделал весьма важный пшг к нашему современному
представлению о движении планет и звезд. Джордано Бруно считал, что
движение планет осуществляется благодаря живой силе — как и животные,
они сами себя движут. Кеплер отбросил понятие живой силы, но сохранил
самую идею, что планеты движутся вокруг Солнца благодаря некоей силе,
исходящей от Солнца. Галилей сделал новые шаги в этом направлении.
Во-первых, он выдвинул идею всемирного тяготения — все тела Вселенной
притягиваются всеми остальными телами. Он не предложил никакого
конкретного закона, описывающего эту притягивающую силу, потому что
прямых данных о ней у него не было, а математический аппарат его времени
был недостаточен для того, чтобы извлечь такие сведения из трудов Кепле-
1 Другое замечание Кеплера — что Галилей раскрыл истинный характер
«Млечного Пути, туманностей и туманных спиралей (nebulosis convolutionibus)» —
представляется мне загадочным. Насколько я знаю, здесь впервые был употреблен термин
«спираль». Кеплер сам видеть спирали туманностей не мог, так как еще не
пользовался телескопом, Галилей же в «Звездном вестнике» этого слова не употребляет.
Следующим астрономом, который употребил этот термин, был Джон Гершель в
XIX веке, и лишь к середине XIX века спиральная природа многих туманностей
получила общее признание.
40

pa. Для решения подобной задачи требовался Ньютон, но Ньютон родился
только в год смерти Галилея.
Во-вторых, Галилей утверждал, что планетам вовсе не требуется,
чтобы их подталкивали на своих орбитах. Движение в свободном
пространстве протекает без трения, говорил он, и его можно уподобить совершенно
свободному от трения движению корабля по совершенно гладкой
поверхности моря. С этим воображаемым кораблем Галилей проделал ряд
«мысленных опытов». Он представил себе, как такой отполированный корабль на
гладком море будет скользить «непрерывно вокруг нашего земного шара...
если... убрать все внешние препятствия». Вот так он расчленял явления,
словно естествоиспытатель, рассекающий органы животного. Подобный
тип мысленных экспериментов явился одним из самых замечательных
изобретений человека: так Эйнштейн пришел к теории относительности,
а Ньютон — к своим величайшим открытиям.
Тем не менее даже Галилей, с помощью телескопа распахнувший
перед человечеством окно во Вселенную, не мог полностью освободить свой
разум от земных представлений. Создав описание движения без внешних
препятствий, он почти перекинул моет к концепциям своего преемника,
Ньютона, но поперек этого моста высился древний храм — представление
о естественности кругового движения. Галилей был прежде всего земным
физиком, и идеальное беспрепятственное движение, о котором он говорил,
совершалось на сферической поверхности Эемли. Он писал:
«Ибо, мне кажется, я заметил, что физические тела имеют
физическую склонность к одним видам движения (например, тяжелые
тела — к движению вниз)... и отвращение к другим (как те же тяжелые
тела — к движению вверх)...
И наконец, к некоторым видам движения они безразличны, как
те же тяжелые тела — к горизонтальному движению, к которому у
них нет ни склонности (поскольку оно не направлено к центру
Земли), ни отвращения (поскольку оно не удаляет их от этого центра).
А потому, если убрать все внешние препятствия, тяжелое тело на
сферической поверхности, центр которой совпадает с центром Земли,
будет безразлично к тому, покоиться ли ему или двигаться к любой
части горизонта. И оно будет пребывать в том состоянии, в которое было
помещено. То есть, если ему будет придано состояние покоя, оно его
сохранит, а если ему придадут движение, например, в западном
направлении, оно пребудет в этом движении. Так, скажем, корабль в
спокойном море, получивший какой-нибудь толчок, будет двигаться
непрерывно вокруг нашего земного шара, не останавливаясь... если бы
можно было убрать все внешние препятствия».
В этом описании движения по поверхности моря Галилей почти
не погрешил против истины. Только чрезвычайно точные наблюдения
выявили бы его ошибку, но такие измерения заставили бы его описать это
движение совсем по-другому. Известно, что артиллерийский снаряд из-за
вращения Земли отклоняется: если он выпущен в северном полушарии, то
отклонение происходит вправо. Хотя Галилей, несомненно, знал о
вращении Земли, с дальнобойными орудиями ему дела иметь не приходилось, а
41

потому его описание движения не объяснило бы поведения снаряда, и
точно так же он не мог понять эллиптичности планетных орбит, которую
открыл Кеплер. Мысль Галилея была во власти движения по окружностям,
центры которых совпадали с центрами Земли и Солнца.
Идею о том, что естественное движение при отсутствии препятствий
может быть прямолинейным, Галилей отверг на основании метафизических
рассуждений: «Поскольку прямолинейное движение по самой своей
природе бесконечно (ибо прямая линия бесконечна и непрерывна),
невозможно, чтобы чему-либо был свойствен естественный принцип движения по
прямой, то есть, другими словами, к цели, которую невозможно достичь,
ибо никакой конечной цели не существует».
Вскоре после этого французский философ Декарт отверг довод Галилея
и в качестве идеального беспрепятственного движения принял
прямолинейное движение с постоянной скоростью. Он показал, что Галилей
слишком многое принимал без доказательств и не сумел проанализировать
силы, действующие на корабль.
Допустим, вы в безветренный день стоите на утесе над морем. Мимо
вас проплывает пароход, который затем начинает удаляться в сторону
горизонта. Следуя методу рассуждений Декарта, вы должны представить
себе, что пароход улетел бы в космическое пространство, если бы не те
взаимно уравновешивающие друг друга силы, которые на него действуют:
направленная вверх выталкивающая сила воды, вниз — сила тяжести,
вперед — двужущая сила, создаваемая винтом, и назад — сила
сопротивления воды. Разобраться во всем этом не легче, чем вообразить человека не
как личность, а как набор костей, мышц, волос и т. д., но такое разложение
сил позволило проникнуть в область совершенно новых явлений.
Труды Христиана Гюйгенса, родившегося в 1629 г., как бы перекинули
мост между эпохой Галилея, умершего в 1642 г., и появлением «Начал»
Ньютона в 1687 г. Гюйгенс усовершенствовал маятниковые часы и
телескоп — наследие Галилея — и занялся разработкой волновой теории света,
которая представляла собой совершенно новую идею.
Гюйгенс первый попытался вычислить расстояние до звезды,
сравнивая ее видимую яркость с видимой яркостью Солнца и исходя из
предположения, что звезда! была бы столь же яркой, как Солнце, если бы
находилась от нас на таком же расстоянии. Согласно его вычислениям, расстояние
до самой яркой звезды нашего неба—Сириуса—оказалось в 200000 раз
больше, чем расстояние от Земли до Солнца. В настоящее время эта цифра
увеличена еще в двадцать раз, так как в своей исходной посылке о равной
яркости Сириуса и Солнца Гюйгенс преуменьшил яркость Сириуса в 400 раз.
Гюйгенс принял идею Декарта о том- что планеты унеслись бы в
пространство, если бы не влияние Солнца, которое превращает их орбиты в
замкнутые кривые. Представив орбиты как идеальные окружности (он
знал, что они не таковы, но не мог проанализировать движение по эллипсу),
Гюйгенс пришел к выводу, что сила притяжения Солнца ослабевает
пропорционально расстоянию от него.
42

Так обстояли дела, когда появился Ньютон. Картина мира выглядела
обрывочной и незавершенной, но отдельные детали общей композиции уже
начали проступать.
ГЛАВА 6. НЬЮТОН
На мой взгляд, самый замечательный рисунок во всей истории науки—
это ньютоновский воображаемый вид Земли с единственной высокой горой.
На вершине горы — пушка, выпускающая ядро за ядром. Первое падает
у подножия горы, второе выпущено с большей скоростью и потому,
прежде чем упасть, оно огибает часть земного шара. И наконец, ядро
выпускается с нужной скоростью — по мере того как оно падает, земная
поверхность изгиба!ется и уходит вниз, и ядро остается на постоянной высоте
относительно Земли, описывая круги вокруг нее — оно вышло на орбиту.
С помощью этого простенького рисунка (рис. 15) Ньютон перенес
астрономическую динамику от дней Галилея в эпоху искусственных спутников
Земли.
Одно-единственное добавление к этому рисунку перебросит нас в
межзвездное пространство и откроет путь к исследованиям Млечного Пути:
четвертому ядру будет придана такая скорость, что оно вообще покинет
Землю и полетит по траектории, лишь слегка изогнутой притяжением
нашей планеты. Это ядро окажется на околосолнечной орбите, а если его
скорость будет еще больше, оно умчится за пределы Солнечной системы и
затеряется среди звезд.
Такое ядро проиллюстрирует предположения Декарта и Гюйгенса,
считавших, что получившее толчок тело будет вечно двигаться по прямой с
одной и той же скоростью, пока не получит другого толчка или не
подвергнется еще какому-нибудь воздействию внешней силы. Если я уроню
карандаш, пока лечу в самолете, или камешек, пока мчусь на земном шаре через
межпланетное пространство со скоростью 29 км/с, мне не следует
удивляться, что карандаш и камешек никуда не улетят от меня; я увижу, как они
упадут вертикально на пол или на траву. В тот момент, когда я разжал
пальцы, карандаш двигался вместе с моей рукой, с креслами, с полом
самолета (движение самолета вперед незаметно, потому что оно постоянно),
и это движение вперед не исчезает, пока карандаш падает. Остается
объяснить лишь изменения в движении карандаша—они обусловлены
направленным вниз ускорением, возникающим в данном случае из-за силы
тяжести,—но не само движение.
Вот из таких отдельных элементов, открытых по большей части его
предшественниками, Ньютон создал новую физику. Он не ставил
решающих экспериментов в механике, не производил систематических
наблюдений планет, но свел научные знания своей эпохи в простую и
исчерпывающую систему. Двумя главными слагаемыми его физики были природа
движения и положение о том, что всякая материя притягивает другую.
До Ньютона и Галилея считалось, что движение—это процесс,
требующий участия живой силы. Аристотель говорил, что две лошади способны
тащить повозку вдвое быстрее, чем одна, а если лошади издохнут, повозка
43

Рис. 14. Исаак Ньютон (1642—1727).
Выдвинув идею всемирного тяготения и сформулировав ваконы, управляющие движением
материальных тел, он тем самым заложил основу современного представления о Млечном
Пути как о вращающейся системе звезд. Никто, за исключением, быть может, Чарлза
Дарвина, не оказал большего, чем Ньютон, влияния на наши современные представления о
вселенной и о роли человека в окружающем его мире.
остановится именно потому, что они издохли. Из этих фактов как будто
логически следовало, что все изменения положения происходят тем
быстрее, чем большее затрачивается усилие. Но, согласно Ньютону, повозка
останавливается не потому, что издохли лошади, а потому, что трение
упавших на землю трупов прекратило движение. К тому же, хотя для того,
чтобы повозка двигалась быстрее, действительно требуется большее усилие,
планеты ведут себя не как повозки. Ньютон утверждал, что мы должны
представлять себе планеты и звезды полностью свободными от
сопротивления флюида в пространстве. Для него планеты и звезды были совокупно-
U

стью отдельных индивидов, свободно плывущих в пустом пространстве и
притягивающих друг друга благодаря силе, которую можно точно описать,
но происхождение и источник которой непостижимы.
Как многие великие люди, Ньютон ощущал себя вдохновенным
пророком, открывающим человечеству славу небес, дабы человек познал величие
божье. Он никогда не видел своего отца: тот умер незадолго до его
рождения. Его мать вскоре снова вышла замуж и поручила сына заботам бабуш-
Рис. 15. От пушечного ядра к
искусственному спутнику.
Этот рисунок, взятый из одной популярно
написанной книги Ньютона, показывает
глубину ньютоновского представления о
движении; и вместе с тем в нем как бы содержится
первое предсказание о том, что человек когда-
нибудь запустит искусственный спутник на
орбиту вокруг Земли.
ки. В детстве он играл один и мастерил всякие механические игрушки,
тележки, водяные часы. И это занятие развило в нем интуитивное ощущение
движения и силы.
Много лет спустя, когда в Англии вспыхнула гражданская война, он
поселился в деревне с матерью и очень с ней сблизился.
Эти немногие годы были «дивными годами» его творчества, именно
тогда в сознании Ньютона созрели идеи разложения света на цвета, основы
дифференциального и интегрального исчисления, а также его концепция
движения и всемирного тяготения. Он был очень набожен и в юности знал
Библию не хуже ученых богословов. Для него Библия была откровением
слова божьего, а природу он считал откровением деяний божьих. Он
чувствовал, что призван показать эти деяния людям, и наука стала для него
служением. Математика превращалась в его руках в стальной резец,
вгрызающийся в неясности и противоречия мироздания. Нынешний его
биограф Фрэнк Мэньюэл пишет: «В раскрытии своего математического
таланта он видел спасение души. Планеты, подчиняющиеся открытым им
математическим законам, стали опорой его уверенности в себе, а творения
его ума — цветами взращенного им сада».
Но, хотя труды Ньютона, возможно, и вдохновлялись религиозным
чувством, он тем не менее одним из первых провозгласил свободу науки от
религии. Он утверждал: «Мы не должны привносить ни божественное
откровение в философию, ни философские мнения в религию». Однако с
нашей современной точки зрения ему все же не удалось полностью отделить
свою космологию от религии. Он оставил во Вселенной место для божест-
45

ва. Достигнув предела своих знаний, Ньютон воззвал к «мысли и
созиданию наделенного волей Деятеля», который, по его мнению, совершил акт
творения и привел Вселенную в движение. Ньютон, как и большинство
современных ему ученых, исповедовал телеологию, то есть видел
божественную цель в каждой детали мироздания — «в строении резца животного, в
волоске сырного клеща, в упорядоченном движении планет», — как
говорил Мэньюэл. О Солнечной системе Ньютон писал:
«Шесть главных планет обращаются вокруг Солнца по кругам,
центры которых совпадают с центром Солнца, движутся в одну и ту же
сторону и почти в одной и той же плоскости. Десять лун обращаются
вокруг Земли, Юпитера и Сатурна по кругам, центры которых
совпадают с их (планет. — Ред.) центрами, в одном направлении с их
вращением и почти в плоскости орбит этих планет. Но невозможно
представить себе, чтобы чисто механические причины могли породить столь
много правильных движений, если вспомнить, что кометы
распределяются по всем частям небес и движутся по очень эксцентрическим
орбитам...
Эта прекраснейшая система Солпца, планет и комет могла
возникнуть только по мысли и воле разумного и могущественного
Существа. И если неподвижные звезды являются центрами других таких
же систем, то и они, будучи созданы той же мудрой мыслью, должны
все подчиняться воле Одного».
Ссылка на упорядоченность Вселенной в качестве доказательства
создания ее богом — аргумент весьма избитый. Ньютон затем замыкает
логическое кольцо доводов, заявляя, что бог разделил звезды колоссальными
расстояниями для того, чтобы они не падали друг на друга вследствие их
взаимного притяжения. Как и все доказательства существования бога,
такой аргумент способен убедить только тех, что хочет верить, — а Ньютон,
несомненно, хотел. Но аргумент этот теряет всякую силу перед лицом
скептицизма, как позднее доказал француз Лаплас, дав свое описание
происхождения Солнечной системы, в котором он объяснил, что упорядоченность
этой системы является следствием физических принципов,
сформулированных самим же Ньютоном. Ньютон был совершенно прав, утверждая, что
современное состояние Солнечной системы нельзя объяснить только
силами, действующими в настоящий момент, однако Лаплас показал, что
без божества вполне можно обойтись: по его предположению, Солнечная
система была некогда вращающейся туманностью, которая, остывая и
сжимаясь, в то же время уплощалась — в результате планеты оказались на
круговых орбитах, расположенных почти в одной плоскости.
Ньютон одним из первых выдвинул идею об эволюции небес, причем
задолго до того, как начал серьезно рассматриваться вопрос об эволюции
земных форм жизни. Он написал своему другу, преподобному Ричарду
Бентли, немало писем с изложением своей космологии, и в одном из них
мы находим следующее описание рождения звезд из слоя равномерно
распределенного вещества:
46

«Мне кажется, если бы вещество нашего Солнца и планет и все
вещество Вселенной было равномерно рассеяно по всему пространству
небес, а каждая частица обладала бы врожденным тяготением ко всем
остальным, и все пространство, по которому рассеяно это вещество,
было бы конечным, вещество снаружи (то есть внешних частей.— Авт.)
этого пространства благодаря указанному тяготению влеклось бы ко
всему веществу внутри и вследствие этого упало бы в середину всего
пространства и образовало бы там одну огромную сферическую массу.
Однако, если бы это вещество было равномерно распределено по
бесконечному пространству, оно не могло бы соединиться в одну массу, но
часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число
огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга
по всему этому бесконечному пространству. И так могли бы
образоваться Солнце и неподвижные звезды, если предположить, что природа
этого вещества была светящейся. Но каким образом вещество это могло бы
разделиться на два вида, и часть его, годная для этого, соединилась
бы в сияющее тело, тогда как все другое оставалось бы темным, или
же все другое изменилось бы в темное, когда первое оставалось
неизменным, — это, на мой взгляд, не может быть объяснено только
естественными причинами, и я должен приписать это мысли и созиданию
наделенного волей Деятеля».
Этот отрывок оказался пророческим для всего развития
астрономической мысли в следующие два века. Рассуждая о такой эволюции
вещества от однородной среды до отдельных сфер — сияющих, то есть звезд, и
темных, то есть планет,— Ньютон не располагал никакими фактическими
данными. Весь этот образ родился из его идеи о всемирном тяготении.
И вся дальнейшая история космологии — по крайней мере в тех
пределах, в каких она рассматривается в этой книге, — представляет собой
попытки получить фактические подтверждения ньютоновской космологии и
создать из них убедительную картину небес, описав реальные тела, в
которые сгустилось вещество Вселенной, и дав ответ на следующие вопросы.
К какому состоянию стремится сейчас Вселенная в своем развитии?
Какие процессы сформировали нашу звездную Вселенную и будут
формировать ее впредь?
ГЛАВА 7. ТУМАННЫЕ ПЯТНА
Орион — это обширное прямоугольное созвездие, видимое в наших
широтах на зимнем небе. Три умеренно яркие звезды составляют его «пояс»,
а с пояса свисает «меч» из трех слабых звезд. Средняя звезда меча
кажется невооруженному глазу странно расплывчатой — это как бы не совсем
звезда.
Андромеда — созвездие осеннего неба; в темные ночи в центре
созвездия видно большое туманное пятно. Уж это явно не звезда — такой
продолговатый овал, в котором нет четкой точки света. Пятно это — самая
яркая туманность в небе — имеется и на звездных картах, составленных
до Галилея, но первым его точно описал Симон Мариус, современник Га-
47

лилея, утверждавший, что оно «напоминает огонек свечи, на который
смотришь ночью издали сквозь прозрачную роговую пластинку». На
фотографии (рис. 16) показана туманность Андромеды так, как ее можно увидеть
в сильный бинокль1.
Есть и еще несколько таких пятен, различимых простым глазом. В
созвездии Геркулеса находится абсолютно круглое пятно несколько меньших
размеров, чем туманность Андромеды, яркость которого равномерно
возрастает к центру.
Эти яркие пятна, по-видимому, никак не связаны с Млечным Путем
и разбросаны по небу без всякой системы. Но вдоль Млечного Пути также
расположены многочисленные сгустки света поменьше, которые глаз
воспринимает не совсем как звезды. Сам Млечный Путь кажется узловатым
и растрепанным, его края напоминают старый флаг.
Когда Галилей обнаружил, что в его телескопе Млечный Путь
распадается на звезды, он пришел в восторг, наконец-то «разгадав» тайну этой
полосы звездного света. В своем «Звездном вестнике» он писал:
«Но не только в Млечном Пути видны беловатые облака. Несколько
пятен того же вида слабо светятся там и сям в эфире, и, если навести на них
трубу, они оказываются плотными скоплениями звезд. Но еще
удивительнее то, что звезды, которые все астрономы до сих пор называли
«туманными», оказались группами мельчайших звезд,
расположенных самым замечательным образом. Хотя по отдельности каждая
такая звезда избегает нашего взора из-за малой своей величины или
ее колоссальной отдаленности от нас, смешение их лучей создает тот
блеск, который прежде считали сгустком эфира, способным отражать
лучи звезд или Солнца».
Галилей не был любителем каталогов. Он не составлял никаких
списков и не давал подробных описаний туманностей Млечного Пути, а
потому мы не знаем, какие из них он наблюдал, но, несомненно, он полагал,
что большинство туманностей, если не все они, окажутся скоплениями
слабых звезд. Недавно его телескоп вновь привели в порядок, и земляк
Галилея Джорджо Абетти стал вести с его помощью наблюдения. Теперь
можно почти не сомневаться в том, что Галилей был склонен считать
всякую туманность результатом нерезкости изображения, создаваемого телео
копом. Абетти пишет:
«Несколько лет назад в обсерватории Арчетри были произведены
наблюдения с помощью первых телескопов 1аш1лея (конечно, в
условиях, несравненно более удобных, чем те, в которых находился
Галилей). Телескопы были укреплены на более мощном инструменте с
экваториальной установкой и часовым механизмом, так что они
автоматически следовали за суточным движением небосвода... В эти
телескопы мы смогли увидеть все те тела, которые наблюдал он: Солнце, Луну,
Юпитер и Сатурн. Мы получили возможность определить точность его
наблюдений и те оптические дефекты, которыми обладали его инст-
1 Автор преувеличивает: в бинокль таких деталей не увидишь. Скорее вид
туманности будет соответствовать цитированному описанию Симона Мариуса. — Прим*
ред.
48

Рис. 16. Туманность Андромеды.
Это овальное светлое пятно, по размерам близкое к полной Луне, было, видимо, первой
открытой «туманной звездой». В бинокль она выглядит как слабое размытое сияние,
окружающее центральное ядро. Обратите внимание на спутник левее и выше главной туманности.
Кольцо вокруг яркой звезды в правом нижнем углу — фотографический эффект, возникающий
чз-за отражения света от обратной стороны пластинки.

рументы, а также воздать должное остроте его зрения и интуиции.
Лучшими, на наш взгляд, оказались его первые, наибольшие по
размерам объективы. Хотя теперь они разбиты на части, их оптические
характеристики лучше, а разрешающая способность составляет
примерно 10", что и позволило Галилею наблюдать спутники Юпитера
отдельно от его диска вплоть до таких угловых расстояний».
Галилей думал, что он изгнал с неба истинные туманности и оставил
на нем только звезды, но тут он зашел слишком далеко. Его преемники
отыскали много пятен, которые не разлагались на звезды даже при
наблюдении в самые мощные по тем временам телескопы. Самым эффектным
пятном была «звезда» в середине меча Ориона. В телескопе она
превращалась в голубоватую дымку вокруг тесной группы из четырех звезд (рис. 17).
Гюйгенс писал, что звезды в центре этой туманности «словно светят сквозь
туман так, что окружающее пространство... кажется много ярче остального
неба, которое очень спокойно, чрезвычайно черно и словно продырявлено
отверстием, сквозь которое видна более светлая область». Уильям Дэр-
гем — английский священник, баловавшийся астрономией, — высказал
предположение, что это пятно может быть видимым входом в рай.
К 1700 г. было известно около десятка туманностей, но никто еще не
пробовал изучать их систематически. К ним относились просто как к
любопытным диковинкам.
Первый достаточно полный список туманностей опубликовал в 1755 г.
аббат Никола Луи де Лакайль. Подобно многим астрономам XVIII века,
Лакайль должен был стать священнослужителем, но предпочел вместо
богословия углубиться в математику и астрономию. Во время путешествия
на мыс Доброй Надежды Лакайль измерил расстояние до Луны и
подробно изучил небо, собирая материал для огромного звездного каталога.
Описание, которое Лакайль дал своей системе классификации туманных
пятен, как будто свидетельствует о том, что он верил в существование
туманностей. В «Записках Парижской королевской академии» он писал:
«Первый [вид] — не что иное, как беловатый участок
пространства без четких границ, более или менее светящийся и часто самой
неправильной формы; эти пятна обычно очень схожи с ядрами слабых
комет, лишенных хвоста. Второй вид туманностей включает звезды,
которые представляются туманностями только невооруженному
глазу, а в телескоп видны как скопления отдельных, но расположенных
очень близко друг к другу звезд. К третьему типу принадлежат
звезды, которые действительно окружены белыми пятнами или
туманностями первого вида».
Однако, читая дальше, мы убеждаемся, что Лакайль, так же как и
Галилей, считал туманности оптическим эффектом, который вызывают
сливающиеся звезды. В заключение он замечает: «Быть может, не будет
излишней дерзостью выдвинуть (предположение.— Авт.), что туманности
первого вида представляют собой лишь те же самые малые части
Млечного Пути, рассеянные по другим областям неба, и что туманности
третьего вида — это всего лишь звезды, расположенные относительно нас на той
же прямой линии, вдоль которой мы видим эти светящиеся пятна».
50

Рис. 17. Центральная часть туманности Ориона, в которой видны четыре звезды,
расположенные в форме небольшой трапеции.
Именно их свет в основном обеспечивает свечение этой туманности *.
* На приведенном снимке эти звезды можно найти, только хорошо зная их положение. —
Прим. ред.
51

Первое обоснованное предположение о природе туманных пятен
выдвинул Жан-Жак Дорту де Мэран, чью книгу «Физический и исторический
трактат о северном сиянии» (1733) следует причислить к наиболее
замечательным научным трудам XVIII века. В ней впервые для решения
астрономической проблемы были использованы геофизические данные: Мэран
предположил, что Земля и Солнце соединены газовыми перемычками, и
произвел первый научный анализ природы звезд.
Исходной точкой для рассуждений Мэрану послужило исчерпывающее
изучение географического распределения северных сияний. До него эти
разноцветные вспышки обычно приписывались вулканическим парам,
однако Мэран указал, что с вулканической гипотезой трудно согласовать
большую высоту, на которой они появляются, и тот факт, что их
распространение ограничивается только дальним севером. Почему, спрашивал он,
фосфоресцирующие пары вулканов не концентрируются поблизости от
самих вулканов?
Он предположил, что северное сияние вызывают клочки солнечной
атмосферы, выброшенные Солнцем и попавшие в земную атмосферу.
Во время полного солнечного затмения, когда Луна заслоняет
солнечный диск и небо темнеет, Солнце бывает окружено серебристым сиянием,
зубцы которого по длине в несколько раз превышают диаметр Солнца.
Мэран предположил, что эта «корона» представляет собой потоки газа,
который, достигнув Земли, вступает с ее атмосферой в химическую реакцию,
сопровождающуюся свечением. В поддержку своей гипотезы Мэран мог
выдвинуть только косвенные доказательства. (Она получила
окончательное подтверждение совсем недавно, когда автоматические космические
зонды, посланные на орбиты вокруг Солнца, зарегистрировали летящие от
него через межпланетное пространство струи газа — так называемый
«солнечный ветер».)
Мэран пошел в своих рассуждениях еще дальше, предположив, что
потоки газа, выбрасываемые звездами, могут выглядеть как туманные пятна
в небесах. Он заявил, что Солнце, вероятно, типичная звезда и его
выделения вряд ли будут заметны даже с ближайшей звезды. Но «чудовищные»
облака газа, окружающие другие звезды, могут быть видны. «В конце
концов, — писал он, — несмотря на восхитительное единообразие, царящее
в природе, во Вселенной есть и чудища, как в малом, так и в большом».
И разве назначение сравнительной астрономии, как и сравнительной
анатомии, не заключается в том, чтобы исследовать такие чудища?
Книга Мэрана, по-видимому, нашла довольно широкий круг
читателей — дополнительные ее тиражи были напечатаны в 1734 и 1735 гг., а в
1754 г. вышло второе издание. Его собственный вывод был прям и
категоричен: в небе на самом деле существует туманное вещество.
В 1705 г. англичанин Эдмунд Галлей, опубликовав книгу «Обзор
астрономии комет», положил начало новому разделу астрономии. Снова
вспыхнувший интерес к кометам привел к новым исследованиям туманных
пятен. Галилей проанализировал все имевшиеся в его распоряжении
сообщения о кометах. Он утверждал, что особенно яркие кометы 1531, 1607
и 1682 гг. на самом деле были одной кометой, обращавшейся вокруг Солн-
52

ца по эллиптической орбите с периодом в семьдесят шесть лет. Иначе
говоря, он утверждал, что это не просто блуждающий небесный огонек, а
полноправный член Солнечной системы. Галлей вычислил, что комета вновь
появится в небе около рождества 1758 г., и зная, что не доживет до этого
(в 1758 г. ему было бы 102 года), он обратился к астрономам с горячей
просьбой искать комету в указанный срок и вспомнить, что первьш ее
возвращение предсказал англичанин. Мир вспомнил об этом: когда комета
вернулась, она была названа именем Галлея. В последний раз она
возвращалась в 1910 г. В исторических хрониках удалось обнаружить более
ранние упоминания об этой комете, а ее появление в 1066 г. запечатлено на
гобелене Байе, изображающем битву при Гастингсе1.
Стоило Галлею показать, что законы Ньютона позволяют успешно
анализировать движение комет, и охота на них стала излюбленным
занятием, а нередко и способом быстро прославиться для астрономов — как
профессионалов, так и любителей.
Рьяный охотник за кометами утром и вечером обшаривал небо своим
телескопом, выискивая слабо светящееся пятнышко, более расплывчатое,
чем точки звезд, и сходное со многими неподвижными туманностями.
Найдя такое пятнышко, он помечал его на карте, а в следующую ночь вновь
обращался к этому участку неба, надеясь обнаружить, что пятнышко
переместилось. Если оно оставалось на месте, он решал, что видит «туманную
звезду», и окончательно наносил ее на свою карту, чтобы избежать
путаницы в следующий раз. Если же пятнышко сдвигалось, он выжидал
удобного случая, чтобы определить его положение, и, сделав по меньшей мере
три хороших наблюдения, вычислял орбиту своей находки или просто
сообщал о ней, если у него не было склонности к вычислениям.
Так, кометы наряду с затмениями и движением планет привлекли
к себе внимание астрономов-наблюдателей, но туманности по-преяшему не
пользовались особым вниманием, и до 1790 г. буквально все открытия
туманностей оказывались случайным следствием охоты за кометами.
В 1784 г. Шарль Мессье и Пьер Мешен составили список 103
туманных объектов и скоплений, помеченных ими на звездных картах в течение
тридцати лет охоты за кометами. Этот список послужил отправной точкой
для поисков, которые распахнули перед астрономами пределы Млечного
Пути и привели их к другим галактикам. Трудно назвать другую столь
скромную публикацию, значение которой оказалось бы в конечном счете
таким огромным2. Впрочем, сами Мессье и Мешен воздержались от каких
бы то ни было пояснений, а просто указали положение туманностей и
скоплений, сопроводив их краткими описаниями, чтобы и малоопытный
наблюдатель сумел опознать их, если в поле зрения его телескопа попадет
расплывчатое пятнышко света.
1 В очередной раз комета Галлея появится в 1985—1986 гг. — Прим. ред.
2 Астрономы до сих пор пользуются обозначениями туманностей К
галактик по каталогу Мессье. — Прим. ред.
53

Рис. 18. Туманность М 87, окруженная множеством более слабых туманностей.
Она значится под номером 87 в каталоге Шарля Мессье, где он описал ее как не содержащую
звезд. И до сих пор там не открыто еще ни одной эвезды *; но предполагается, что слабые
сгущения вокруг нее — это шаровые скопления, сходные с теми, которые изображены на рис. 19*
* Это следует понимать так, что разрешающая сила современных телескопов недостаточ*
на для того, чтобы мы могли увидеть отдельные ввезды в этой удаленной галактике, —
Прим. ред.

Рис. 19. Шаровое звездное скопление М 3.
Это почти сферическое скопление, содержащее сотни тысяч звезд — одно из многих сотен
подобных же членов Млечного Пути. Целостность скопления поддерживается взаимным
притяжением звезд, каждая из которых несется сквозь «звездный рой» по своей собственной
орбите. Хотя из-за оптической иллюзии кажется, что звезды в скоплении соприкасаются, на
самом деле они находятся на примерно равных расстояниях одна от другой, и нет никаких
оснований ожидать их столкновения.
55

Шарль Мессье родился в 1730 г. Отец его умер, когда мальчику не
было двенадцати лет, и он рос под опекой старшего брата. Великолепное
солнечное затмение, которое он наблюдал в возрасте восемнадцати лет, про^
будило в нем интерес к астрономии. В двадцать лет, не имея никакого
образования и обладая лишь прекрасным почерком и умением недурно
рисовать, он отправился в Париж и поступил учеником к видному астроному
Делилю, который поручил юноше вести записи своих наблюдений. Мессье
жил в очень тяжелых условиях, у него не было никакой возможности
учиться, но вскоре он полностью отдался. ночным бдениям у телескопа —
«работе, которая была ему больше всего по вкусу», как писал он позже в
своих мемуарах.
В 1759 г. Мессье пережил горькое разочарование,, не сумев первым
обнаружить предсказанное возвращение кометы Галлея к Солнцу — на эту
честь он с полным правом мог рассчитывать. Орбита была определена
неточно, и Мессье, излишне полагаясь на имевшуюся у него карту, полтора
года тщетно изучал участки неба вблизи предсказанного положения
кометы. На рождество 1758 г. какой-то крестьянин (Палик из Саксонии.—
Ред.), разглядел долгожданную комету невооруженным глазом, а в
течение следующих недель ее видели уже многие. Но известия об этом до
Парижа не дошли, а лишь еще через месяц Мессье наконец сам открыл ее.
По настоянию Делиля это открытие держалось в тайне еще месяц, а тем
временем о возвращении кометы узнали уже все. Когда Делиль позволил
Мессье объявить о его независимом открытии, на того обрушились
насмешки и обвинения в подделке записей о наблюдениях.
Это был не единственный случай, когда Делиль препятствовал своему
ученику публиковать сообщения о кометах, и его поведение выглядит тем
более странным, что ни тот, ни другой нисколько не интересовались
вычислением орбит., Но вскоре Делиль оставил науку «ради благочестивых
занятий», и Мессье получил свободу, по которой, наверное, томился.
До конца жизни Мессье гонялся за кометами «с упорством хорька»,
как выразился Людовик XV. О нем существует анекдот, который, даже
если это выдумка, должен все-таки содержать в себе крупицу истины,
иначе современники не стали бы его так охотно повторять. Болезнь и смерть
жены помешали Мессье открыть ожидаемую комету, и эта честь досталась
одному из его соперников, Монтаню де Лиможу. Когда один из друзей
выразил Мессье соболезнование по поводу его утраты, тот ответил: «Увы, я
открыл двенадцать комет, но Монтань отнял у меня тринадцатую». Затем,
спохватившись, он добавил: «Ах, бедняжка, бедняжка!», но, по мнению
рассказчика, он имел в виду все ту же комету.
Равнодушие, с каким Мессье описал туманности и скопления,
объяснялось, вероятно, его всепоглощающей страстью к кометам. В
объяснениях к каталогу нет даже намека на систематическую классификацию
туманностей и ни словом не упоминается о проблеме различия истинной
туманности и неразрешенных звездных скоплений. По мнению Мессье и
Мешена, эти вопросы только отвлекали внимание от погони за кометами. Но
другие исследователи нашли в туманностях разгадку строения Вселенной.
56

Рис. 20. М 16 — туманность, в которой видны отдельные звезды.
При взгляде на эту современную фотографию не остается никаких сомнений, что данный
объект представляет собой скорее скопление газа, чем звездное облако. Обратите внимание
на смещение светлых и темных деталей, на многочисленные темные глобулы и светлые ободки.
57

ЧАСТЬ ВТОРАЯ
ПРОБЛЕМА ОПРЕДЕЛЕНИЙ
ГЛАВА 8. ПЕРВЫЕ РАЗМЫШЛЕНИЯ
О ПРОИСХОЖДЕНИИ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
Стройная система планет — их движение по круговым орбитам,
лежащим в одной плоскости,— прямо-таки манила заняться вопросом о том, как
она возникла. И уже первые размышления на эту тему направили мысль
ученых к звездам и туманностям и привели к идее о связи между
туманностями и Солнечной системой.
Ньютон не поддался соблазну заняться подобными вопросами. Он
заявил: «Не должно принимать в природе иных причин сверх тех, которые
истинны и достаточны для объяснения явлений». Ньютон не пытался,
например, «объяснить» тяготение, потому что ему не было известно ни
одного явления, связанного с планетами, которое требовало бы более полного
описания тяготения, чем то, которое давала его простая формула.
Самый знаменитый из непосредственных предшественников Ньютона,
французский философ Рене Декарт, родился в 1596 г. Он получил
прекрасное образование и с огромным удовольствием предавался размышлениям
об устройстве Вселенной. Его книга «Рассуждение о методе...»
провозглашала неограниченные возможности чистой интуиции — при условии, что
она основывается на абсолютной достоверности. Согласно Декарту,
достоверность определяется формулой: «Я мыслю, следовательно я существую».
Опираясь на теорию Коперника, Декарт высказал предположение, что
планеты захвачены эфирным вихрем, который вращается вокруг Солнца,
увлекая их за собой подобно тому, как водоворот увлекает щепки и листья.
Почти столетие идея вихрей владела умами в Европе и Скандинавии.
Ученый мир был благодарен этому невысокому изящному французу за то, что
он существовал и мыслил, а потому сумел создать столь убедительное,
казалось бы, объяснение способа действия великой машины, именуемой
Солнечной системой.
Однако Ньютон предпочел собственное представление о центральной
силе притяжения и поставил перед собой задачу сокрушить Декарта. Он
занялся математическим описанием движения текучих сред и изучил
свойства вихрей. В результате Ньютон пришел к выводу, что ни одна
планета не может оставаться на устойчивой орбите, если плотность вихря
отлична от плотности этой планеты, а поскольку каждая планета
характеризовалась своей собственной плотностью> из этого следовало, что вихрь
должен был одновременно обладать разными плотностями.
Не лучше обстояло дело и с законами Кеплера: они требовали, чтобы
движение вихрей подчинялось строго установленным закономерностям.
58

Поэтому Ньютон счел нужным заметить: «Гипотеза вихрей чревата
множеством трудностей. Для того чтобы планета своим радиусом,
проведенным к Солнцу, могла описывать равные площади за равные промежутки
времени, периоды вращения отдельных частей вихря должны находиться
одновременно в двух различных пропорциональных отношениях к
расстоянию этих частей от Солнца, но...» и т. д. Для описания каждого явления
необходим был новый вихрь, и теория Декарта начинала выглядеть
довольно нелепо, хотя ее приверженцы отказывались от нее лишь с большой
неохотой. На протяжении пятидесяти лет ученые делились на два лагеря —
ньютонианцев и картезианцев *, тех, кто принимал математические
формулы, не давая воли умозрительным построениям, и тех, кто упорно искал
скрытые причины.
Эммануил Сведенборг, родившийся в 1688 г., в год высшего
творческого взлета Ньютона, был картезианцем,, и, по-видимому, его можно считать
первым, кто после появления гелиоцентрической модели Коперника
задумался о происхождении планет.
В 1709 г. Сведенборг окончил университет в Упсале, затем шесть лет
путешествовал и учился в различных европейских странах, после чего стал
сверхштатным асессором в шведском Горном колледже. Там он в течение
двадцати пяти лет проводил всевозможные исследования по астрономии,
экономике, химии, металлургии и механике. Кроме того, он написал
первую на шведском языке книгу по ашгебре. С 1743 г. Сведенборга начали
«посещать видения», и это продолжалось до самой смерти (он умер в
возрасте восьмидесяти четырех лет). Он остался холостяком, хотя
признавался, что «всегда любил дамское общество».
В основе представления о природе в философии Сведенборга лежала
идея, что строение самого малого и самого большого подобно, что формы
всей материи определяются вихрями эфира: атомы суть магнитные вихри,
Солнечную систему вращает вихрь, Млечный Путь слагается из массы
вращающихся звезд и т. д. Духовный мир, по его мнению, воссоединился
в Человеке Величайшем — сверхдухе, слагающемся в образ человека и
составленном из духов всех планет, так что каждая планета обеспечивает
какое-то определенное его свойство.
Эти идеи удивительно напоминают принцип «частеподобия» («целое
подобно своим частям») — представление, которое древнеримский поэт
Лукреций высмеял в своей поэме «О природе вещей»:
Ибо, по-твоему, все, способное к речи, ко смеху,
К мысли, должно состоять из начал совершенно таких же,
Мы же видим, что вздор все это да и прямое безумье,
Что и без всяких начал смеющихся можно смеяться...
А в другом месте он язвит:
1 Латинизированное имя Декарта было Cartesius — отсюда и термин «картези^-
анство». — Прим, ред.
59

...если представить,
Что и у тел основных такая же точно природа, —
Первоначала вещей погибают тогда совершенно.
Выйдет тогда, что они заливаются хохотом звонким,
И по лицу и щекам текут у них горькие слезы.
Лукреций не привел никаких веских доводов для обоснования столь
презрительного отношения к «частеподобию». Он попросту отбросил эту
идею, так как, по его мнению, атомистическая теория, согласно которой
материя состоит из мельчайших частиц, не похожих на что бы то ни было
из того, что мы видим, лучше объясняла мир.
Галилей в свое время нашел доводы против идеи «частеподобия», и,
хотя это произошло за сто лет до рождения Сведенборга, последний
понимал все вытекавшие из этого довода следствия. Галилей указал на то, что
различия в размерах влекут за собой и иные различия. Если бы размер
нынешних слонов внезапно увеличился в десять раз, они рухнули бы на
землю. Такие слоны весили бы в тысячу раз больше (10X10X10)» но были бы
сильнее только в сто раз — при условии, что пропорции их сложения
сохранились такими же, как у обычных слонов, и что сила определяется
площадью поперечного сечения мышцы, а не их объемом.
Большое и малое не может быть одинаковым. Как сказал Джулиан
Хаксли, «быть нужного размера — великое дело». Предметы, обладающие
резко различающимися размерами, ведут себя совершенно по-разпому.
Муравьи, например, не ушибаются, падая с вершин деревьев; они настолько
малы и легки, что сопротивление воздуха, определяемое поверхностью их
тел, в достаточной мере замедляет их падение. Однако большой «муравей»
разбился бы. Солнечная система ни в чем не подобна атому, хотя и там и
здесь есть центральный объект и обращающиеся вокруг него объекты
поменьше. Если мы вообразим, что звезды Галактики слагаются в некий
газ, скажем, заполняющий легкие KaiKoro-то гигантского существа, то нам
придется признать, что газ этот ни в чем не похож на наш земной воздух,
а существо это вряд ли человекоподобно.
Разумеется» я вовсе не отрицаю, что крупные структуры состоят из
мелких и эти «объединенные» структуры могут быть подобны
составляющим их исходным элементам. Но как нация — не просто некая мегалич-
ность, так и система планет — это не просто мегаатом, но нечто,
отличающееся от атома по самой своей сути.
Однако принцип сходства частей и целого — достаточно удобная
схема, в которую можно ввести результаты эксперимента. Вот почему ученые
вроде Галилея и Ньютона прибегали к математическим формулам,
оторванным от нашего повседневного опыта. Только обратившись к
математике, эти ученые могли отдать всю силу своего воображения разрешению
стоявших перед ними проблем.
Сведенборг свято веровал в «частеподобие» и, опираясь на это
понятие, создал картину рождения планет. Согласно Сведенборгу> рождение
планет началось с того момента, когда Солнце было захвачено гигантским
вихрем. Он пишет: «И вот Солнце владеет своим вихрем, а вихрь —
своим Солнцем; оба вместе они составляют систему, ибо один не может су-
60

ществовать без другого. До этого времени Солнце царило одно в обширном
дворце. Его владения простирались вдаль и вширь, но не было там никого,
кто мог бы служить и повиноваться ему, кем оно могло бы повелевать, для
кого издавать законы и указы».
Затем Сведенборг пытается вообразить как внешние слои Солнца
сжимаются и затвердевают, «погружая в тень систему мироздания, затемняя
ее и словно подернув непроницаемой тучей». Теперь заключенное в корку
Солнце «словно забеременело и готово было выбросить в вихрь нечто новое».
Тут Сведенборг впадает в «частеподобие» и сравнивает Солнце с
атомом вещества:
«Вся эта гигантская корка вместе с заключенным в ней
солнечным пространством походит на первичную частицу, ибо в каждой
первичной частице есть активное пространство с обтекающим его
пределом. Итак, и по образу, и по движению этот хаос представляет собой
подобие каждой отдельной части первичной частицы в колоссальном
увеличении. Вот так природа подобна себе в самых больших и самых
малых творениях, и вот так она является в самых необъятных и в
самых мельчайших пропорциях».
Затем Сведенборг предполагает, что вращение солнечного вихря
убыстрилось, увеличивая центробежное устремление корки. В этом пункте
космология Сведенборга резко отличается от подавляющего большинства
позднейших теорий. Постулируемое им ускорение вихря скорее создает
проблемы, чем разрешает их, так как оно не укладывается в законы,
управляющие материальными вихрями.
В результате корка разламывается, и из ее обломков возникают
планеты.
«Солнечная корка, будучи местами взломана расширением вихря,
загибается сама на себя... и окружает Солнце подобно поясу или
широкому обручу. Этот пояс, образовавшийся из разрушенной
затвердевшей корки, обращался все тем же образом; он удалялся на большее
расстояние и благодаря этому удалению все утончался, пока не лопнул
и не собрался в шары побольше и поменьше, то есть пока не
образовались планеты и спутники разных размеров, но сферической формы».
В зависимости от того как сложилась их судьба, обломки корки
послужили материалом для планет, спутников и астероидов, то есть более
мелких планет.
В заключение Сведенборг указываем что переменные и новые звезды
подтверждают существование окружающей звезду темной корки, которая
иногда разламывается.
Важнейшими пунктами теории Сведенборга были образование корки
вокруг Солнца и ускорение его вращения, приведшее к расширению и
разламыванию корки. Это противоречит основам физики: если только какая-
то внешняя сила не заставит звезду вращаться быстрее, она может
приобрести ускорение лишь при своем сжатии. Сведенборг считал, что такой
вращательный импульс обеспечит сам солнечный вихрь, но это чисто
произвольное предположение.
61

Другая трудность, не разрешенная даже в современных
космогонических теориях,— это затвердевание солнечного вещества и превращение его
в планеты. Как может газ, рассеянный в пространстве, сгуститься в
твердое тело? По-видимому, планеты образовывались постепенно: на
небольшие сгущения оседало добавочное вещество, затем они остывали и
слипались в тела побольше. Но в солнечной атмосфере твердая корка
возникнуть не может: солнечное вещество просто неспособно остыть до такой
степени. Более мелкие космические тела могут затвердевать, но Солнце
для этого слишком велико.
Космологические работы Сведенборга, по-видимому, не оказали
большого влияния на его последователей, — возможно, потому, что творцы
различных космогонии редко принимают друг друга всерьез.
ГЛАВА 9. ДАЛЬНЕЙШИЕ РАЗМЫШЛЕНИЯ
О ТУМАННЫХ ПЯТНАХ
Томас Райт, англичанин, который, несмотря на свое весьма скромное
происхождение, обрел положение «джентльмена», размежевывая
земельные угодья и преподавая математику и физику «благородным дамам»,
родился в 1711 г. В молодости он опубликовал несколько брошюр,
посвященных астрономии, архитектуре и антикварным редкостям, но известен
он больше всего как автор книги «Оригинальная теория или новая
гипотеза о Вселенной», которая вышла в 1750 г. Современники словно бы не
заметили ее — возможно, они просто не знали, как к ней отнестись.
В двадцать три года Райт подготовил рукопись с изложением теории,
сильно отдававшей средневековьем: оболочки, содержащие солнца и
звезды, черная пустота за ними и неподвижный центр, из которого истекает
физический порядок Вселенной.
Райт принял гипотезу Галилея, согласно которой Млечный Путь
представляет собой свет массы сливающихся звезд. Но, как отмечает Райт, о
том же говорил и Демокрит, который верил, что Млечный Путь состоит из
звезд «задолго до того, как астрономия могла воспользоваться плодами
улучшения науки оптики, и [он] заглядывал, так сказать, очами разума в
бесконечность на те же расстояния, что и самые способные астрономы в
более благоприятные нынешние времена с помощью даже самых лучших
своих линз». Несомненно, Райт верил, что и ему дано глядеть «очами
разума», и потому в его книге реальные сведения о туманных звездах
рассматриваются очень бегло. В ней он предлагает на выбор две модели
Галактики, которые «объясняют не только особенности Млечного Пути, но и все
туманные пятна, а также неравномерность их распределения».
Космология Райта опиралась на три исходных положения:
1. Наш Млечный Путь — всего лишь один из множества таких же
млечных путей во Вселенной.
2. Он кажется нам яркой полосой в небе потому,, что представляет
собой уплощенный слой звезд, во всяком случае в ближайшей к нам области.
62

Рис. 21. Модель Млечного Пути по Томасу Райту.
Этот рисунок заимствованный из книги Райта «Оригинальная теория или новая гипотеза о
Вселенной» (1750), изображает звезды, слагающиеся в некую плиту. Линии зрения,
проведенные от Солнца, показывают, что вблизи продольной оси видно больше звезд»

3. Геометрический центр каждого млечного пути совпадает с его
высшим центром.
Райт искусно разработал две геометрические модели: каждая
производила впечатление полосы в небе и каждая предусматривала место для
высшего центра (рис. 21, 22). Сам он не отдавал предпочтения ни одной
из них.
В одной из моделей (см. рис. 22) Земля помещается в тонкой
оболочке из звезд, образующих сферу. В центре сферы находится
сверхъестественный «глаз». Вселенная, наполненная этими сферами, выглядит как комна-
Р и с. 22. Млечный Путь в форме тонкой сферической оболочки, как представлял его
Райт в одной из двух предложенных им гипотез.
Эта схема очень привлекала его, так как она позволяла самым естественным образом
поместить в центре источник духа и жизни, который Райт изобразил на рисунке в виде глаза.
та, набитая теннисными мячами (рис. 23). Райт не дает
удовлетворительного объяснения, каким образом такое нагромождение согласуется с
видимой разбросанностью туманных звезд.
Вторая его модель в большей степени отвечает наблюдаемой картине,
хотя она и менее изящна. Млечный Путь — это кольцо, или ряд
концентрических колец, вроде колец Сатурна, с пустотой в середине, где Райт
опять-таки помещает сверхъестественный центр.
Сам Райт не пытался выбрать одну из своих моделей на основании
наблюдений. Однако в дальнейшем астрономы единодушно отвергли его
сферическую модель, а концентрические круги Райта преобразовали в
сплошной диск. Таким образом, Райт получил известность как человек, первым
предложивший модель Млечного Пути в форме диска — модель,
принятую в настоящее время. Однако история Райта на этом не кончается.
64

Рис. 23. Вселенная Райта, состоящая из галактик.
Каждая галактика представляет собой сферическую оболочку, и эти оболочки заполняют
пространство, тесно соприкасаясь друг с другом. Согласно этой теории, которую Райт позже
отбросил, отдаленные галактики видны как туманные звезды.
65

В 1966 г. один лондонский букинист приобрел восемьсот страниц
неизвестных рукописей Райта и попросил историка Майкла Хоскина
заняться их разбором. Из этого хаоса неожиданно возникло «продолжение
«Оригинальной теории», озаглавленное «Передуманные или особенные мысли о
теории Вселенной», о существовании которого раньше никто даже и не
подозревал». Эта рукопись, по-видимому, была завершена лет через двадцать
после «Оригинальной теории», и в ней Райт излагают совсем иную точку
зрения. Он отбросил все три свои прежние положения и поместил Землю
в сферическую полость — небо вновь стало у него твердью; звезды он
считает далекими вулканами; туманные звезды и кометы — извергнутым
вулканами веществом, которое плавает на черном фоне неба. Хоскин
опубликовал эту рукопись, снабдив ее следующим вступлением:
«С современной точки зрения эти «Передуманные мысли»
представляют собой гигантский шаг назад — вплоть до возвращения к
небесной тверди средневековья. В них Райт отказывается от своего
знаменитого объяснения Млечного Пути как оптической иллюзии,
возникающей потому, что мы находимся внутри звездного слоя, о чем шла
речь в «Оригинальной теории».
По-видимому, Райта не удовлетворяла множественность миров,
вытекавшая из его «Оригинальной теории», а также то, что она ничего не
говорила о новых звездах и кометах. Знаменитое лиссабонское землетрясение
1755 г. обратило его мысли к недрам Земли: ему представилось, как там
бушует огонь и расплавленная лава,, вырываясь из вулканов, порождает
землетрясения — первым эту картину набросал Эдмунд Г аллей. В
результате у Райта возник образ Млечного Пути как «огромной цепи
огнедышащих гор, образующих поток пламени».
Но пока Райт обдумывал свои поэтические видения, теми же
проблемами заинтересовался молодой человек, которого звали Иммануил Кант.
Кант родился в 1724 г. в Кенигсберге, где и прожил всю жизнь. Он
был четвертым из девяти детей в бедной, благочестивой и дружной семье
шорника.
Мать Канта умерла, когда ему было тринадцать лет, а три года спустя
он отправился в Кенигсбергский университет изучать богословие, но
тотчас увлекся математикой и естественными науками. Он подружился с
молодым профессором Мартином Кнутценом, пылким пропагандистом
ньютоновской физики и, следовательно, противником школы Декарта. Кант
присоединился к лагерю ньютонианцев, и научные работы, которые он
писал в студенческие годы, свидетельствуют о его превосходной подготовке.
Прочитав в газетах об «Оригинальной теории» Райта, Кант занялся
проблемами истолкования природы Млечного Пути и в завершение своей
четырехлетней работы опубликовал в 1755 г. «Всеобщую естественную историю
и теорию неба».
Сообщение о книге Райта* напечатанное в кенигсбергской газете, было
неполным, путаным, никаких иллюстраций оно не содержало, и из него
вытекало, будто Райт описывал Млечный Путь как диск из звезд. Кант
принял дисковую модель и разработал физические принципы, которые
Райт оставлял без внимания. По аналогии с кольцами Сатурна, которые он
66

раюсматривал как рои частиц, вращающихся вокруг этой планеты, Кант
предположил, что форма туманных звезд и Млечного Пути может
объясняться их вращением. Сосредоточив внимание на эллиптических
туманностях вроде туманности Андромеды (см. рис. 16), он доказывал, что такие
пятна света «могут быть только слитной массой множества неподвижных
звезд». Его доводы опирались на предпосылку о единообразии Вселенной —
в противоположность более раннему предположению Мэрана, что
Вселенная должна содержать «чудища». Кант писал:
«Поскольку эти туманные звезды, несомненно, находятся от нас по
меньшей мере столь же далеко, как и остальные неподвижные звезды,
удивительными должны быть не только их размеры — так как они по
необходимости окажутся во много тысяч раз больше самых больших
звезд, — но главное то, что, будучи светящимися телами и солнцами,
они при такой необычайной величине обладают наиболее тусклым и
слабым светом. И естественно считать их не гигантскими едиными
звездами, но системами из многих звезд».
В своих рассуждениях о туманностях Кант делает очень важный
вывод, подразумевавшийся у Мэрана, но бесспорно отсутствовавший у Райта,
а именно, что природа туманностей различных типов, по-видимому,
требует разных объяснений. Он признал, что его теория может оказаться непри-
ложимой к объектам, в которых туманность и звезда видны вместе
(см. рис. 20). Кант писал: «Тут нас ожидают большие открытия, ключом
к которым должны послужить наблюдения. Туманные звезды, названные
так с полным основанием (я выделил эту фразу курсивом, чтобы обратить
внимание читателя на сходную фразу в более поздних трудах Гершеля.—
Лег.), и те, о которых еще идут споры, можно ли их так называть,
должны быть исследованы и проверены согласно с положениями этой
теории».
Привести чисто земной аналог кантовской модели Млечного Пути
крайне трудно, потому что сила тяготения в межзвездном пространстве
существенно отличается от любых сил, с которыми мы сталкиваемся в
земных условиях. Представьте себе птичью стаю, где каждая птица связана
со всеми остальными тонкими резинками и должна лететь параллельно
земной поверхности. Если после нескольких хаотических столкновений
они научатся дружно описывать крути вокруг общего центра, то образуют
нечто вроде вращающейся спирали, обладающей некоторыми свойствами
кантовской модели Млечного Пути, где отдельные звезды обращаются
вокруг общего центра единой уплощенной дискообразной массой, которая,
если рассматривать ее под некоторым углом с большого расстояния, будет
представляться нам однородной и эллиптической. (Примерно так же ведет
себя комариный рой.) Для резинок, связывающих птиц, не требуется
никакого общего неподвижного центра, к которому они были бы
прикреплены, и точно так же нет нужды придумывать неподвижный центр для
вращающегося Млечного Пути, слагающегося в спираль. Собственно говоря,
этот центр может быть плодом нашего математического воображения,
гипотетической точкой, к которой суммарное воздействие всех звезд словно
притягивает каждую отдельную звезду.
67

Теория Канта представляет собой блистательный взлет научного
прозрения. Его аргументы на редкость отточены. Он не был слишком
осведомлен в мелких подробностях наблюдений и они не заслоняли для него
общей картины, но все основные факты он знал. Книга Канта бесспорно
входит в число величайших научных трудов XVIII века. Однако
опубликована она была анонимно, а напечатавший ее издатель, к несчастью>
почти тут же обанкротился, и книга так и осталась на складе под замком.
Естественно, что идеи Канта не получили широкой известности.
В 1761 г. астроном И. Г. Ламберт, соотечественник Канта,
опубликовал теорию Млечного Пути, в геометрическом отношении сходную с кан-
товской, но более расплывчатую и более бедную физическими
подробностями. В 1763 г. Кант кратко изложил суть своей теории в предисловии к
книге «Единственное возможное доказательство бытия божьего». Ламберт,
узнав, что у него был предшественник, отнесся к этому без малейшего
дурного чувства и в письме к Канту, датированному 1765 г., объяснил, как все
получилось.
«Заверяю вас, милостивый государь, что ваши идеи о
происхождении мира, упомянутые вами в предисловии к «Единственному
доказательству», ранее не были мне известны. Сказанное мною в
«Космологических письмах» (1761 г.— Авт.), восходит еще к 1749 году. Прямо
после ужина я, против своего тогдашнего обыкновения, поднялся к
себе в спальню и взирал из окна на звездное небо и особенно на
Млечный Путь. На четвертушке листа я записал пришедшую мне тогда в
голову мысль> что Млечный Путь можно рассматривать как эклиптику
неподвижных звезд, и вот эта-то заметка лежала передо мной, когда
я писал «Письма» в 1760 году».
Далее Ламберт сообщает, что идеи Райта стали ему известны только
в 1761 г., когда его книга была уже закончена. Таким образом, три
человека — Райт, Кант и Ламберт — развивали свои идеи, по-видимому,
независимо друг от друга, хотя сами проблемы Млечного Пути и Солнечной
системы привлекли внимание Канта из-за газетного сообщения о книге
Райта.
Но как бы то ни было, в тот период, когда Кант получил письмо
Ламберта, космология его больше не интересовала. Ламберт попробовал
завязать с ним переписку об этих вопросах, но Кант уже углубился в
проблемы познания и мышления — теперь его занимали только они. Поскольку
«Всеобщая естественная история и теория неба» была опубликована
анонимно, даже слава Каита как философа не привлекла внимания к его
теории мироздания. Позднейшие авторы, например Иоганн Эркслебен,
упоминают Райта и Ламберта, но не Канта.
В 1791 г. Кант вновь выступил в защиту своего приоритета. Вильям
Гершель, который к тому времени издал уже несколько работ о строении
Млечного Пути и туманностей, объявил, что ему удалось заметить
вращение внутреннего кольца Сатурна. Предполагаемое вращение этого кольца
служило одной из ключевых аналогий в кантовских рассуждениях о
Млечном Пути, и поэтому Кант немедленно послал письмо издателю немецкого
«Астрономического ежегодника». Он, в частности, писал:
68

«Если, как я недавно прочел в одной политической газете,
господин Гершель действительно открыл вращение внутреннего кольца
Сатурна с периодом 10 ч. 22 мин. 15 с, то это подвтерждает
предположение, которое я тридцать пять лет назад высказал в моей книге
«Всеобщая естественная история и теория неба», а именно что эта
часть кольца, свободно плавая в пространстве, находится в
постоянном круговом движении согласно с законом движения под действием
центральной силы (для внутреннего края я вычислил время
обращения в десять часов). Кроме того, представление господина Гершеля о
том, что туманные звезды сами по себе являются системами, а также
входят в некую общую систему, отлично согласуется с моими
тогдашними предположениями, и если покойный Эркслебен приписал в
своей физике эту мысль покойному Ламберту, назвав его первым, кому
она пришла в голову, но тут, вероятно, повинна ошибка памяти, так
как «Космологические письма» Ламберта вышли через шесть лет
после моей работы, а к тому же, сколько я ни перечитывал «Письма»,
найти в них упоминание об этой идее я не сумел».
В следующем году Кант разрешил перепечатать избранные места
своей «Всеобщей естественной истории и теории неба» вместе с немецким
переводом трех трактатов Гершеля, а в 1798 г. эта книга увидела свет
целиком.
Вот так сто восемьдесят лет спустя после того, как Галилей впервые
посмотрел на небо в телескоп, туманные звезды все еще оставались
предметом умозрительных споров. У тех, кто серьезно интересовался этой
проблемой, не было достаточно сильных телескопов, а те, кто мог бы
построить такой телескоп, занимались чем-нибудь другим, не интересуясь этими
своеобразными небесными объектами.
ГЛАВА 10. ВИЛЬЯМ ГЕРШЕЛЬ СТАНОВИТСЯ
АСТРОНОМОМ
Начало новой эры в астрономии положил Вильгельм Гершель,
немецкий гобоист, который, бросив службу в армии, перебрался в Англию (там
его имя стало писаться «Вильям»). Можно только поражаться масштабам
его достижений и его трудолюбию. Его называли величайшим из
астрономов-наблюдателей, и, мне кажется, мало кто может оспаривать у него этот
титул. Тридцать лет Гершель обшаривал небо с помощью телескопов,,
уникальных по своей конструкции и величине. Такими они оставались добрых
два десятилетия после того, как он умер в 1822 г. А ведь первый свой
телескоп Гершель построил только в тридцать пять лет, и в этом возрасте он
еще был никому неизвестен как астроном.
Родился Гершель в 1738 г. в семье полкового музыканта Исаака
Гершеля. Его отец, отказавшись от места в двух полковых оркестрах (столица
69

Фридриха II показалась ему «очень скверной и рабской», а Брауншвейг —
«слишком уж прусским») и наконец, поселившись в Ганновере, стал
гобоистом в полку пешей гвардии. Благодаря усилиям Исаака и приглашаемых
им учителей буквально у всех его детей обнаружились недюжинные
музыкальные способности. Вильгельм вступил в полковой оркестр, когда ему
было четырнадцать лет, а его старший брат Якоб —в еще более раннем
возрасте.
Атмосфера родительского дома, по-видимому, очень благоприятно
влияла на развитие мальчика. Его младшая сестра Каролина вспоминала
впоследствии:
«...брат Вильям и отец часто спорили с таким жаром, что
матушке нередко приходилось вмешиваться, так как имена Лейбница,
Ньютона, Эйлера начинали звучать слишком громко и тревожили сон ее
младших детей, которым завтра предстояло в семь часов утра уже сидеть
за партой... Мой отец восхищался астрономией и кое-что знал об этой
науке: я помню, как он вывел меня в ясную морозную ночь из дома,
и, когда мы налюбовались видневшейся в небе кометой, показал мне
несколько прекрасных созвездий. И я помню, с каким удовольствием
он помогал Вильяму в его философских занятиях, для которых
употреблялся изящно сделанный глобус с экватором и эклиптикой,
аккуратно выгравированными (Вильямом.— Авт.)».
Вот так, упражняясь на скрипке, играя на гобое, изучая языки,
математику и философию, Вильям получил широкое, хотя и не слишком
систематическое образование. О его доброте свидетельствует случай,
приведенный в мемуарах Каролины, которая была моложе его на двенадцать лет.
«Матушка, занятая приготовлением обеда, разрешила мне пойти
посмотреть парад, чтобы я потом вернулась с отцом, но мы с ним
разминулись, и, разыскивая его, я совсем окоченела и очень устала. Когда
я вернулась домой, все уже сидели за столом. Никто не обратил на
меня внимания, кроме Вильяма, который подбежал ко мне и ласково
обнял, так что я тут же забыла про все свои несчастья».
В четырехлетнем возрасте Каролина заболела оспой. Позже она
писала: «Хотя я поправилась, оспа меня обезобразила, и мой левый глаз стал
хуже видеть». Возможно, любовь Каролины к Вильяму, сыгравшая столь
большую роль в жизни их обоих, в какой-то мере была связана с этим
ощущением собственного уродства. Каролина ни разу не написала ни одного
недоброго слова по адресу Вильяма, хотя к другим братьям она бывала
достаточно строга.
Вскоре после лиссабонского землетрясения 1755 г. три военных
музыканта Гершеля отправились со своим оркестром в Англию, где пробыли
полгода, заводя знакомства* оказавшиеся позднее весьма полезными, и
постигая английский язык. Вильям не без труда накопил кое-какие деньги и,
не прибегая к помощи отца, купил трактат Локка «Опыт о человеческом
разуме», который и штудировал в свободное время. Якоб добился
разрешения покинуть полк и отправился в Ганновер раньше остальных, а они
вернулись туда осенью 1756 г. Следующей весной Вильям с отцом, как он
вспоминает в своей «Биографической записке»,
70

«...отправились с полком в поход, что оказалось сопряженным с
большими тяготами, так как форсированных переходов было много,
а устроено ничего не было. После утомительного дня приходилось
самим ставить палатки на распаханном поле, где в бороздах стояла
вода.
26 июля. Во время сражения под Астенбеке мы находились так
близко от поля боя, что порой до нас долетали ядра. Поэтому отец
велел мне поберечься, и я, оставив полк, уехал в Ганновер. Однако там
я убедился, что без паспорта легко могу оказаться насильно
завербованным, и почел за благо вернуться в армию.
Опять вернувшись в полк, я понял, что о музыкантах никто не
думает — они, кажется, никому не были нужны. Жара стояла
изнурительная, и постоянные переходы совсем лишали нас сил. В конце
концов отец решил, что раз я по молодости лет не был приведен к
присяге, когда меня взяли в полк, то мне можно оставить военную
службу. Он не сомневался, что сумеет выхлопотать мне увольнение, что
впоследствии ему и удалось».
В Гамбурге Вильям встретил Якоба, который скрывался, боясь, что
его насильно завербуют в солдаты, и в ноябре 1757 г. братья уехали в
Англию — правда, без гроша в кармане, но радуясь безопасности. Они
обосновались в Лондоне, где Вильям получил работу переписчика нот. Через два
года Якобу предложили место в ганноверском оркестре, и он охотно его
принял. Оставшись один, Вильям стал еще усерднее заниматься музыкой:
он надеялся прославиться как композитор и углубился в теорию,
зарабатывая на жизнь тем, что выступал в концертах, играя на скрипке и
органе. В 1761 г. он в одном из писем жаловался, что за три года, проведенные
в Англии, не встретил ни одного человека, которого можно было бы счесть
достойным дружбы. А через месяц он в шутливом письме на французском
языке описывает Якобу молодую девицу, которая очаровала его
искренностью и чистосердечием, не испорченными ни жеманством, ни
чопорностью. Однако до его женитьбы оставалось еще тридцать лет.
Намек на тогдашнюю жизненную философию Гершеля (ему еще не
исполнилось и двадцати пяти лет) можно найти в следующем отрывке из
письма к Якобу:
«Нам, смертным, доступны два вида счастья или довольства:
первое нам дарят мысли, а второе — ощущения. Первый вид счастья
наиболее чист и безмятежен. Пусть человек познает, что он такое, и
как велик тот, что воззвал его к жизни, и как преходяще все в
материальном мире. Пусть он познает это без страсти, в спокойном
философском расположении духа, и он, утверждаю я, уже счастлив, так
счастлив, как только это возможно для него...
Когда свершение нашего желания сопровождается некоторой
грустью, следует напомнить себе, что жизнь настоящая не может быть
совершенной; или, вернее, надо сказать себе, что эта грусть — уже
сама по себе есть признак того, что мы достигли той высшей степени
счастья, которую наши чувства могут нам дать. Это пробуждает в нас
своего рода тоску по нашему творцу. Именно его мы ищем, и смешан-
71

ное чувство печали и радости порождается в нас мыслью о
совершенстве творца и о несовершенстве и уязвимости творения».
В 1762 г. Вильям получает место дирижера публичных концертов в
Лидсе и его жизнь становится более спокойной и упорядоченной, но в то
же время появляются первые признаки того, что музыка перестает его
удовлетворять. Он пишет брату: «Как жаль, что музыка не в сотню раз
труднее науки... Я люблю деятельность,, и мне необходимо занятие: от
безделья я становлюсь больным, оно меня убивает».
В 1767 г. умер Исаак Гершель. Последние три года своей жизни он
был почти полным инвалидом. Каролине исполнилось тогда семнадцать лет:
с матерью и старшим братом ей жилось нелегко — утешение она находила
только в младших братьях. Даже отец, доброжелательный и
благочестивый, не мог служить ей нравственной опорой, о чем свидетельствует
следующее место в ее автобиографии:
«Я видела, что, несмотря на все мои старания, буду обузой для
моих братьев. К тому времени я была уже слишком горда, чтобы
пойти в горничные, а в гувернантки я не годилась, так как не знала
языков. И я все время помнила, как милый отец рекомендовал мне
выбросить из головы всякую мысль о замужестве: я не отличаюсь ни
красотой, ни богатством, говорил он, а потому вряд ли кто-нибудь попросит
моей руки, разве что позже какой-нибудь человек в летах возьмет
меня за мои добрые качества».
Не удивительно, что Вильям без труда уговорил Каролину приехать
к нему в Англию. Дитрих, младший брат, уже гостил у него, а Александер,
предпоследний, «начал водить компанию с молодыми людьми, которые
приучили его ко всякого рода дорогостоящим удовольствиям». Вскоре
Александер по приглашению Вильяма тоже перебрался в Англию, а в 1772 г. их
мать наконец дала согласие на отъезд Каролины, и та поселилась у
Вильяма в Бате. С ними жил и Александер, Дитрих же к тому времени
вернулся на континент.
Вначале Каролина чувствовала себя очень одинокой среди англичанок,
большинство которых она считала «дурами», но вскоре она занялась
пением и стала ездить с Вильямом в его музыкальные турне.
Десятого мая 1773 г. Вильям купил «Астрономию» Фергюсона —
лучший учебник того времени. «Когда я прочел о множестве прекрасных
открытий, сделанных с помощью телескопа, я был восхищен и во что бы то
ни стало захотел своими глазами увидеть небо и планеты в один из этих
инструментов». Каролина рассказывает, что он «имел обыкновение
ложиться в постель с чашкой молока или стаканом воды, а также с
«Гармониями» и «Оптикой» Смита* «Астрономией» Фергюсона и пр. и пр., да так
и засыпал, погребенный под своими любимыми авторами, а утром только
и думал о том, как бы достать инструменты, чтобы самому все это увидеть».
По-видимому, учебники не столько рассказывали о неподвижных звездах,
сколько дразнили воображение. В «Оптике» Смита утверждалось, что «чем
шире отверстие, чем больше оно пропускает света, тем больше [звезд]
можно [увидеть], и Гершель решил изготовить огромный телескоп, чтобы
исследовать небо. Фергюсон писал: «Небо опоясывает замечательная полоса,
72

за ее особую белизну именуемая Млечным Путем, которую прежде
считали порождением огромного числа звезд» там находящихся; но телескоп
показывает, что она не такова» а потому у ее белизны должна быть иная
причина».
Через несколько месяцев после того, как Вильям приобрел эти книги,
он поспешил воспользоваться отъездом своих учеников на лето и
превратил свой дом в мастерскую, а Каролину и Александера — в подручных. Его
первые телескопы с линзами скромной величины были очень неудобны в
обращении и не принесли ничего, кроме разочарования, но Гершель купил
у соседа подержанное оборудование для изготовления зеркал и всю осень
брал уроки шлифовки и полировки зеркал.
Каждое удачное наблюдение какой-нибудь планеты, каждый новый
телескоп, собранный и направленный в небо, разжигали страсть Гершеля.
Музыка все больше отходила на задний план. И жизнь Каролины тоже
начала обретать новый смысл, который она не замедлила оценить. Вот что
она писала про лето 1774 г.:
«В это лето я лишилась единственных своих знакомых (не
друзей!) женского пола, с которыми у меня был случай сблизиться,—
Булмены уехали обратно в Лидс. Но я была очень занята перепиской
нот и упражнениями, не говоря уж о заботах, которых требовал мой
брат: когда он шлифовал, мне даже приходилось самой класть ему
пищу в рот» иначе он совсем изголодался бы: однажды кончая
шлифовать семифутовое 1 зеркало, он не отрывал от него рук в течение
шестнадцати часов. Да и вообще за едой он всегда бывал чем-то занят:
рисовал планы и наброски или делал еще что-нибудь. Если работа не
требовала размышлений, я обычно читала ему вслух, и мало-помалу,
помогая чем могла, я стала полезна в мастерской, как может быть
полезен подмастерье в первый год своего обучения».
С 1773 по 1782 г. Гершели были заняты тем, что превращались из
профессиональных музыкантов в профессиональных астрономов. В начале
этого периода Вильям мог посвящать изготовлению телескопов и
наблюдениям лишь недолгие свободные часы, в конце же его, когда Гершелю
исполнилось сорок три года, король Георг III дал ему должность
придворного астронома, и он переселился в Виндзор. Музыка стала теперь для него
развлечением на досуге. Гершель, конечно» первый признал бы, что такое
превращение оказалось возможным только благодаря терпеливой помощи
брата и сестры, но и Александер с Каролиной в свою очередь, вероятно,
понимали, что, став помощниками Вильяма, который и в самый разгар своей
славы оставался добрым и простым, они обогатили собственную жизнь.
Каролина была главным ассистентом Гершеля во время наблюдений,
записывала результаты сырыми английскими ночами, а на следующий день
разносила их по каталогам. До 1788 г., когда Гершель женился, она, кроме
того, вела его хозяйство. Вряд ли нужно говорить, каким страшным ударом
был для Каролины его брак, хотя о ее мыслях в тот период мы может су-
1 Размеры телескопа, выраженные в футах, означают фокусное расстояние
зеркала, а в дюймах — его диаметр.
73

дить только по следующему факту: она вырвала из своего дневника
страницы, охватывающие следующее десятилетие. Теплота миссис Гершель, их
общая любовь к Вильяму, дружба Каролины с Джоном — единственным
ребенком, родившимся от этого брака,— в конце концов сблизили обеих
женщин, и в старости между ними установились прекрасные отношения.
Каролина получила признание среди английских и европейских
астрономов и в качестве самостоятельного исследователя — пожалуй, она была
первой женщиной, принятой среди них как равная. Как-то, когда Вильям
на неделю уехал на континент и у Каролины оказалось немного
свободного времени, она стала работать с телескопом сама — и открыла комету
(потом на ее счету их появилось еще несколько). Даже в наши дни того, кто
откроет комету, приветствуют, точно рыболова, поймавшего рекордную
рыбу, а в те времена это считалось еще более выдающимся достижением.
События, которые в конце концов привели Гершеля ко двору,
начались в декабре 1779 г., когда он как-то вечером на улице перед своим
домом наблюдал Луну. Он вспоминает: «...проходивший мимо джентльмен...
остановился поглядеть на телескоп. Когда я отнял глаз от телескопа, он
очень учтиво попросил разрешения посмотреть в него, и тотчас его
получив, остался весьма доволен тем, что увидел». Сей незнакомец, Вильям
Уотсон, позже помог Гершелю вступить в местное Литературное
общество, а затем в Лондонское королевское общество и представил его
королю Георгу III.
Телескоп, восхитивший этого джентльмена, был семифутовый
рефлектор с четырехдюймовым зеркалом, тот самый, с помощью которого
Гершель произвел свой первый обзор неба, останаваливаясь на каждой звезде.
Затем он предпринял первую систематическую работу — изучение Миры,
единственной известной тогда звезды с меняющейся яркостью.
Опубликовав статью об этой звезде, он начал искать более плодотворное поле для
исследованпй. Во время предварительного обзора неба он открыл довольно
много звезд* расположенных совсем рядом друг с другом — двойных звезд
вроде изображенных на фотографиях (рис. 24). В большинстве таких пар
одна звезда была в несколько раз ярче другой, и Гершель решил, что, если
слабая звезда расположена дальше, он сможет обнаружить вызываемое
движением Солнца смещение обеих звезд относительно друг друга — так,
если мы качаем головой, нам кажется, что дальние деревья смещаются по
отношению к дереву, расположенному ближе к нам. А если более слабая
звезда является и более удаленной, то простой расчет на основе
соответствующего чертежа (рис. 25) позволит определить расстояние до ближней
из них. До тех пор этого никому не удавалось сделать, несмотря на
множество попыток. Собственно говоря, тогда еще не была измерена абсолютная
яркость ни одной звезды и астрономам оставалось только предполагать,
что абсолютные яркости всех звезд примерно равны абсолютной яркости
Солнца. И вот Гершель предпринял систематические поиски тесно
расположенных двойных звезд и начал составлять каталог, внося в него
результаты своих измерений.
74

Рис. 24. Двойная звезда Крюгер 60, у которой заметно орбитальное движение с
периодом в 12 лет.
Не известно, является ли третья звезда, видимая на этой фотографии, членом той же системы.
Такие орбитальные движения были открыты Вильямом Гершелем в конце XVIII века и дали
ему убедительное доказательство того, что тяготение действует и на звездных расстояниях.
В 1781 г. Гершель открыл планету Уран. Таким образом, он занимает
особое место в истории астрономии как первый человек, открывший новую
планету. Сам Гершель отмечает, что это открытие отнюдь не было
случайным:
«Сложилось мнение, будто эту звезду (распространенный в ту
эпоху неправильный термин.— Авт.) привел в поле моего зрения
счастливый случай, но полагать так — явная
ошибка. Ведь я последовательно
рассматривал каждую звезду не только той же, но
и много меньшей величины, а потому в ту
ночь настал ее черед быть открытой. Я
постепенно штудировал великий труд
творца всего сущего и наконец добрался до
страницы, которая содержала седьмую
планету. Если бы в этот вечер мне
помешало какое-нибудь дело, я нашел бы ее в
следующий, а телескоп мой был так
хорош, что при первом же взгляде на нее
я различил диск планеты».
Все это было справедливо: позже он
неоднократно доказывал, что его телескопы
действительно превосходили все другие. Мессье по-
Р и с. 25. Поскольку Земля движется по своей орбите
вокруг Солнца, наиболее удаленные звезды образуют
фон, по отношению к которому можно измерить
смещение (так называемый «параллакс») более близких
звезд.
Гершель надеялся определить таким образом расстояние до
звезд, а вместо этого обнаружил, что звезды в тесных парах
обращаются одна вокруг другой.
Op&uma Земли
75

ражался точности наблюдений Гершеля. Он писал: «Узнать ее (планету
Уран.— Ред.) было необыкновенно трудно, и я не в состоянии постичь,
как вы могли вновь и вновь возвращаться к этой звезде — или комете,
ведь, чтобы заметить, что она обладает движением, ее нужно было
наблюдать несколько ночей подряд, поскольку она лишена обычных свойств
кометы».
Гершель, как и большинство астрономов, ознакомившихся с его
открытием, естественно, сначала предположил, что он открыл именно
комету. Видимая скорость комет обычно значительно выше скорости движе-
Р и с. 26. Планета Уран.
Эта фотография сделана в 1948 г. восьмидесятидвухдюймовым телескопом обсерватории Мак-
дональд в Техасе с экспозицией 3,5 мин. На ней виден диск планеты с возникшими в телескопе
перекрещивающимися светлыми линиями, окруженный светлым кольцом, что обусловлено
отражением в фотопластинке. На самом круге виден незадолго перед этим открытый последний
спутник Урана, известный как 5-й спутник (позже он получил название «Миранда». — Пер.).
Его расстояние от планеты оценивается в 130 тыс. км, а период обращения — в 34 ч.
вия планет; поэтому, заметив, как ему показалось, движение неизвестного
тела в первые несколько часов наблюдений, Гершель сделал свое
ошибочное предположение, которое дорого ему обошлось на первых порах его
новой карьеры.
Он открыл «комету» 13 марта 1781 г., но* прежде чем она
продвинулась настолько, чтобы можно было точно измерить ее орбиту, она оказалась
слишком близко к Солнцу, и вновь ее удалось увидеть только в августе.
76

Предварительные вычисления показали, что наблюдавшийся объект имеет
почти круговую орбиту и период обращения около двенадцати лет.
Был ли этот объект кометой или нет, он> во всяком случае,
представлял собой нечто необычное, и за его открытие Гершель получил ежегодную
золотую медаль Лондонского королевского общества, а 7 декабря был
избран членом этого созвездия умов.
Но, как часто бывает с любителями, попавшими в среду
профессионалов, Гершель оказался звездой с несколько непредсказуемым поведением.
Он не был по-провинциальному неловок — вовсе нет, — но он был мало
осведомлен об обычаях профессиональных ученых: одна-единственная
ошибка, подозрительный вывод, необоснованное утверждение могут на много лет
скомпрометировать ученого. Доклад о движении Солнца, послуживший
непосредственным поводом для избрания Гершеля в члены Королевского
общества — во всяком случае, так можно предположить, поскольку выборы,
по-видимому, были отложены до того времени, когда этот документ был
прочитан, — содержал упоминание (правда, всего лишь упоминание, но
зато фантастическое!) о том, что с помощью его телескопа ему удалось
получить увеличение в 5400 раз.
В день избрания Гершеля его друг доктор Уотсон прислал ему письмо
с приложением нового каталога туманных звезд, опубликованного Мессье
и Мешеном, а на следующей неделе сообщил ему о расхождении мнений
среди членов Королевского общества:
«Ваш доклад был прочитан на последнем заседании и принят с
одобрением большинством присутствующих. Но у меня есть основание
полагать, что астрономы не знали, как к нему отнестись. Доктор Мае-
келайн (королевский астроном.— Авт.), насколько мне удалось
узнать, признает его достоинства, хотя и сказал, что не считает удачным
метод вычисления расстояния между двумя звездами с помощью
догадок о том, сколько раз можно отложить на нем диаметры обеих звезд;
но тем не менее он добавил, что, возможно, взглянет на это иначе,
когда еще раз прочтет ваш доклад *. Он сказал также, что иные постулаты
очень спорны, особенно тот, соглаюно которому звезды равной
величины (видимой яркости.— Авт.) должны находиться на равных
расстояниях от н?с. Мистер Рассел, у которого в отличие от остальных
не было случая ближе узнать ваши достоинства, сказал мне
откровенно, что, по его мнению, доклад попросту сумасшедший, и, таким
образом, ваше предсказание, что за упоминание об увеличении в 5400 раз
кто-нибудь сочтет вас достойным обитателем Бедлама, вполне
оправдалось. Вчера я обедал с ним в обществе Обера, Нэрна и других и
убедился, что он не может воздать вам должное именно из-за
огромного увеличения, которым вы пользуетесь. Он сказал, однако, что пока не
станет выносить суждения. Я ответил ему, что ничего другого мне и
не требуется и что, пользуясь выражением, которое я слышал от док-
1 Этот метод действительно неудачен, так как видимые диаметры звезд зависят
от телескопа и от состояния земной атмосферы; они изменяются ежечасно и как
единица измерения абсолютно ненадежны.
77

тора Пристли (видный ученый.— Авт.), вам нужна свобода действий,
а не пощада... итак, мой друг, вы добились от своего инструмента
такого совершенства или, во всяком случае, дерзнули применить его для
таких целей, что вырвались далеко за скромные пределы,
ограничивающие современных астрономов, и они повергнуты в ужас и склонны
скорее отрицать, нежели признать столь необычное превосходство».
Дружеские упреки Уотсона в адрес современных ему астрономов
были справедливы лишь частично: телескопы Гершеля действительно
превосходили в то время все остальные, но ни при каких обстоятельствах
никакое гигантское увеличение не могло бы показать на небе больше
подробностей, чем, скажем, увеличение в 500 раз. Природа света кладет
неумолимый предел детальности изображения, которое можно увидеть в
телескоп, хотя и не исключено, что Гершелю было удобнее пользоваться
большим увеличением. В конце концов оптимальное увеличение — это дело
вкуса, а вкус Гершеля явно отличался от вкуса его современников. С научной
точки зрения этот вопрос большого значения пе имеет, но отмахнуться от
подозрения, что Гершель — полоумный чудак, было не так-то просто.
Однако, как сказал Пристли, Гершелю требовалась только «свобода
действий», и собратья-астрономы ему ее предоставили, так как вскоре
убедились, что наблюдения Гершеля давали выдающиеся результаты, хотя его
методы и некоторые выводы не слишком им нравились.
Гигантские увеличения, о которых говорил Гершель, пожалуй, более
интересны как определенное свидетельство его подхода к космологии. Он
заглянул в глубь небес дальше, чем кто-либо из его современников, и был
полон решимости разобраться в их строении, даже если бы для этого
пришлось прибегнуть к натяжкам и пользоваться постулатами, недостаточно
строго соответствующими истине. Гершель занялся астрономией в зрелые
годы, не получив специального образования, которое оказывает на
большинство профессионалов консервативное воздействие, и жаждал одного:
работать и добиваться результатов. Пожалуй,, в истории не сыщется
человека, который провел бы у телескопа столько часов, как Гершель. В то же
врвхмя еще не было фотографии, не было и нынешних бесчисленных
звездных атласов, показывающих слабые звезды и туманности, но отдельные
рисунки уже существовали, имелся также каталог Мессье и Мешена.
Через восемь месяцев после избрания Гершеля в Королевское
общество король Георг III назначил ему ежегодное жалованье в 200 фунтов
стерлингов. (Гершель решил было назвать свою планету в честь короля,
но традиция оказалась сильнее, и она получила мифологическое
название.) Ему полагалось быть под рукой вместе с телескопом всякий раз,
когда у членов королевской семьи возникало желание взглянуть на небеса.
В письме к сестре Гершель описывает один такой случай, по-видимому,
довольно типичный, хотя произошел он еще до его назначения в
придворные астрономы.
«Сегодня вечером король и королева отбыли в Кью, и
принцессы пожелали поглядеть мой телескоп, но прислали спросить, можно
ли при этом не ходить по траве. Они были очень довольны, узнав,
что мой телескоп можно перенести в любое место, куда им будет
78

Рис. 27. Двадцатифутовый телескоп-рефлектор Гершеля, около которого он
проводил все ночи.
Наблюдатель сидел верхом на верхнем конце телескопа, а находившийся на земле человеь
помогал ему наводить телескоп и записывать результаты наблюдений. Вся система могла
поворачиваться по рельсовому кругу.
угодно. Около 8 часов его установили в анартаментах королевы, и
мы некоторое время ждали, не удастся ли посмотреть Юпитер или
Сатурн. Тем временем я показал принцессам и их дамам Спекулум
(зеркало.— Авт.), Микрометры (для измерения угловых расстояний
между звездами.— Авт.), все управление телескопом и многое
другое, что, по-видимому, было им любопытно. Когда стало ясно, что
вечером увидеть ничего не удастся, я предложил показать им
искусственный Сатурн, раз нельзя было поглядеть на настоящий.
Я заранее подготовился к этому, так как еще днем по состоянию
неба догадался, что нам вряд ли придется увидеть звезды.
Предложение мое было принято с большим удовольствием, и я велел зажечь
фонари, которые озарили изображение Сатурна (вырезанное из
картона. — Авт.) на садовой изгороди...
Они надеются, что завтрашний вечер будет более удачным, и я
буду очень рад, если смогу показать им некоторые из прекраснейших
тел, столь великолепно украшающих небеса».
79

Узнав про королевское жалование, Уотсон написал Гершелю:
«Отныне вы начинаете новую жизнь, берете на себя новую роль и являетесь
в положении, которое обеспечит вам уважение и, что еще важнее,
позволит целиком отдаться занятию, приносящему самое высокое
удовлетворение».
Так это и было.
ГЛАВА 11. ГЕРШЕЛЬ ИССЛЕДУЕТ ТУМАННОСТИ
Получив в день своего избрания в Королевское общество каталог Мес-
сье и Мешена, Гершель, наверное, почувствовал себя, как ребенок, перед
которым поставили коробку шоколадных конфет. Ему не терпелось са-
Р и с. 28. Гигантский сорокафутовый телескоп Гершеля.
Этот инструмент был венцом усилий Гершеля по сооружению телескопов, но большинство
важнейших его открытий сделано с помощью двадцатифутового телескопа Работа с
сорокафутовым гигантом была опасна и вызывала головокружения.
мому увидеть все, что значилось в их списках, и он был отлично
экипирован для этого, так как осенью закончил двенадцатидюймовых телескоп и
принялся изготовлять другой, еще больше. Судя по описанию этой
работы, астрономия в те времена была опасной профессией для тех, кто
обязательно хотел сам изготовлять свои телескопы. Когда металл для
тридцатидюймового телескопа был вылит в форму, «мы,— писал Гершель,—
заметили, что капли его начали просачиваться сквозь дно горна в огонь.

Трещина вскоре расширилась, металл пролился... на плиты, и те начали
трескаться, а некоторые развалились,, поэтому мы почли за благо отойти
подальше и предоставить металлу течь как ему вздумается». Каролина
рассказывает, что каменные осколки «летели во все стороны и ударялись
о потолок» и ее «брат, измученный жаром и напряжением всех сил,
упал на кучу кирпича». Каменный град подействовал на Гершеля
примерно так же, как действует первая неудачная попытка укротить
необъезженного мустанга на молодого ковбоя: он немедленно построил новый
двадцатифутовый телескоп с девятнадцатидюймовым зеркалом. Этот
телескоп стал его рабочей лошадкой, но Гершелю требовалось еще больше
света. В его мозгу зародился план гиганта — сорокафутового телескопа с
зеркалом в сорок восемь дюймов, и он построил его на полученные от
короля 4000 фунтов с помощью отряда рабочих, которыми руководил сам.
Однако в конечном счете ничего хорошего из этого не получилось.
На рис. 28 мы видим сооружение, поддерживающее сорокафутовую
железную трубу. Она была такой огромной, что наводить ее на звезду
Гершелю помогали двое рабочих, и весь этот процесс несколько смахивал на
попытку бриться с помощью гильотины. Убитых, правда, не было, но
несколько человек получили ушибы... а звезды даже не заметили
нацеленного на них чудовища.
Попробуйте вообразить, как Гершель в тени Виндзорского замка
пытается с помощью этого «венца своих усилий» разобраться в строении
небес. Подход Гершеля был обусловлен поставленными задачами: он
строил телескоп для того,, чтобы собирать как можно больше света, а не для
точного измерения угловых расстояний между звездами, потому что он
хотел открыть Великий План Вселенной и с этой целью принялся
изучать все странные объекты, перечисленные французами. Он писал: «Я с
большим удовольствием убеждался, что большинство туманностей,
которые мне удавалось исследовать в надлежащих условиях, не могли
устоять перед светосилой и увеличением моего телескопа и разрешались на
звезды». Как и Галилей за сто пятьдесят лет до него, Гершель знал, что
располагает уникальным инструментом, и в своем увлечепии он
предполагал, что Млечный Путь и все ярчайшие его сгущения могут быть
разрешены на составляющие звезды.
Гершель рассчитывал отыскать и несколько еще не открытых
туманностей: за следующие семь лет он нашел их две тысячи. Его сестра
сидела рядом, а он диктовал ей краткие описания каждой туманности,
которую его неповоротливый телескоп выискивал в небе. Он определял
их положения, отмечая угол возвышения телескопа и время, когда объект
исчезал из поля зрения. Метод этот был слишком груб и не позволял
обнаружить движение одиночных звезд, но Гершель надеялся, что в
течение его жизни ему удастся заметить крохотные смещения в некоторых
парах звезд. Он не ошибся,, но движение их оказалось совсем не таким,
как он ожидал. Он намеревался с помощью этих пар измерить
расстояние до звезд, однако обнаружил, что многие из таких звезд обращаются
друг вокруг друга: как выяснилось из наблюдения их орбит, они связаны
физической силой — силой тяготения.
81

Это был великий успех — перенесение законов Ньютона в царство
звезд,— но к радости Гершеля, возможно, примешивалась досада, если
не ужас. Предположим, вам нужно во что бы то ни стало измерить
расстояние до звезд. На чем вы построите свой метод? По-видимому, вы
будете исходить из предположения, что все звезды обладают примерно
одинаковой яркостью, слабые же звезды просто находятся дальше от нас, а
яркие — ближе. Именно так думал Гершель: с безмятежной
уверенностью во время первых астрономических наблюдений, а позднее — в
состоянии, близком к отчаянию. Он полагал, что сумеет найти очертания
Млечного Пути, сосчитав слабые звезды в различных направлениях; число их
он принял за прямой показатель протяженности заполненной звездами
области и> следовательно, расстояния до края нашей звездной системы.
По этому принципу он составил диаграмму (рис. 29). Она несколько
напоминает модели Канта и Райта, но вряд ли книга Канта могла быть
известна Гершелю, теория же Райта, несомненно, показалась бы ему не
слишком убедительной и даже противоречивой, а потому сомнительно,
чтобы она могла хоть сколько-нибудь на него повлиять. После первых
своих исследований неба он представлял себе нашу звездную систему в
виде гигантского жернова, заполненного звездами.
Рис. 29. Наша Галактика в представлении Гершеля.
Первоначально Гершель предполагал, что путем подсчета звезд, видимых в различных
направлениях, он сможет определить форму Млечного Пути. На рисунке показан полученный
им результат, но в своих более поздних работах он, по-видимому, отказался от этой идеи.
Солнце обозначено большой звездочкой вблизи центра; широкая раздвоенная часть
соответствует раздвоению Млечного Пути (см. рис. 57).
82

Рис. 30. Большая туманность Ориона.
Эта туманность, самая яркая на небосводе, видна как средняя звезда в мече Ориона. Вильям
Гершель описал ее как «бесформенный огненный туман, хаотический материал для будущих
солнц».
Если согласиться с идеей, что Млечный Путь — это слитный свет
множества звезд и слабость его света объясняется лишь большим
расстоянием до этих звезд, то достаточно одной ясной безлунной ночи, чтобы, даже
не слишком напрягая интеллект, представить себе, будто мы живем
вблизи центра уплощенной системы рассеянных в пространстве звезд. Однако
телескоп Гершеля выявил тысячи слабых туманностей, и если они также
состояли из звезд, то вполне могли быть очень далекими осколками на-
83

шей собственной системы или даже самостоятельными системами,,
отдельными от нее. Многие из них он обнаружил на более темных участках
неба в стороне от Млечного Пути, причем Гершель отметил, что эти
туманности расположены гуще вне полосы Млечного Пути, чем в ней самой.
Из этого Гершель заключил, что они не принадлежат к Млечному Пути.
Следовательно, решил он, мы находимся в отдельной звездной системе, в
нашей Галактике, которую называем Млечным Путем. За пределами же
ее он увидел бесчисленное множество других галактик.
Но одна из предпосылок, которые привели его к этому выводу,—
зависимость видимой яркости звезд только от расстояния,— опровергалась
его же собственным открытием многих двойных звезд, из которых одна
была, несомненно, слабее другой, хотя обе находились на одинаковом
расстоянии от Земли. Пожелай того Гершель, он вполне мог бы
опрокинуть представление о том, что все звезды обладают равной абсолютной
яркостью, но ему была нужна какая-то рабочая гипотеза вроде прямой
зависимости между яркостью и расстоянием. Пытаясь выбраться из
тупика, в который он сам себя загнал, Гершель предположил, что если звезды
и отличаются по яркости, то не более чем в 2—3 раза, а такие различия не
Рис. 31. Скопление туманностей (внегалактических.— Ред.) в созвездии Геркулеса.
Открытое Гершелем поле, усеянное множеством светлых черточек и вакорючек. На этой
фотографии, сделанной с помощью двухсотдюймового телескопа, видно примерно столько же
туманностей, сколько и звезд.

Рис. 32. Квинтет Стефана (NGC 7317-20).
Создается впечатление, что туманности в этой тесной группе вызывают взаимные возмущения.
Теперь известно, что это галактики, состоящие из звезд, и предполагается, что они возникли
в одном месте и одновременно.

Рис. 33. Зарисовки Гершеля.
Два больших объекта в нижней части фотографии представляют собой различные
изображения центральной части Большой туманности Ориона. Различие, увиденное Гершелем, чисто
кажущееся: оно хорошо иллюстрирует ненадежность астрономических наблюдений до
изобретения фотографии.

имеют большого значения. С тех пор доказано, что звезды могут
различаться по абсолютной яркости в миллион раз и более.
Начав наблюдать объекты, перечисленные Мессье и Мешеном,
Гершель был поражен разнообразием туманностей и звездных скоплений
(рис. 30—33). Вот что он сам писал об этом: «Я увидел двойные и
тройные туманности, расположенные по-разному; большие туманности с
малыми, словно бы со спутниками; узкие, но очень удлиненные, светящиеся
туманности или яркие мазки; некоторые в форме веера, напоминающие
щеточный электрический разряд, срывающийся со светящегося острия,
другие же в форме комет с подобием ядра в центре».
Со временем возражения астрономов против прямого сопоставления
яркости звезд и расстояния до них приобретали все большую
убедительность, и Гершель, осознав трудности измерения абсолютной яркости
звезд, обратился от пространственного описания Млечного Пути к
хронологическому его описанию. Он искал схему, в которой можно было бы
объединить все обнаруженные им факты, и таким образом вступил в
новую область астрономических исследований — поиски ответа на вопрос,
что может сказать нам небо об эволюции Вселенной. В J 789 г. он
предложил аналогию, которая до сих пор прекрасно иллюстрирует
используемые в астрономии методы анализа:
«Если посмотреть на небеса определенным образом, то они
предстанут перед нами в новом свете. Теперь они словно напоминают
пышный сад, содержащий великое множество по-разному и в
различное время плодоносящих растений, и мы можем извлечь из него кое-
какую выгоду, чрезвычайно расширив пределы нашего опыта. Ибо,
если продолжить сравнение, взятое мною из растительного царства,
разве не одно и то же,, видим ли мы последовательно, как росток
появляется из-под земли, цветет, одевается листвой, плодоносит,
увядает, засыхает и дает жизнь другим росткам, или же нашему взору
одновременно открывается множество растений, находящихся в той
или иной стадии из всех, которые проходит растение за время своего
существования? »
Хотя выдвигаемые Гершелем теоретические положения опирались на
ньютоновские «Начала», он как будто сохранял античное представление
о том, что следствием приложения силы является не столько ускорение,
сколько само движение, словно звезды двигались в вязкой среде и остались
бы неподвижными, если бы на них не воздействовало тяготение. В одном
из ранних своих обзоров по космологии Гершель начал с единообразной
статичной Вселенной, состоящей из разбросанных в пространстве звезд.
Ньютон в письме к Бентли, приведенном в главе 6, высказал сходную
точку зрения, но он считал, что первичное состояние вещества было скорее
газообразным, чем звездным, и здесь он стоит ближе к современной
космологии, чем его преемник. Гершель полагал, что шаровые скопления звезд
(см. рис. 19) могут быть сгущениями более мелких звезд вокруг одной
большой звезды, скопления же неправильной формы, по его мнению,
образовались вокруг двойных и тройных больших звезд, а такие группы могли
объединяться в более сложные скопления. В заключение он предположил,
87

Рис. 34. Темная область в Млечном Пути.
Такие области прежде назывались «дырами», и сначала думали, что они представляют
собой разрывы в эвездных облаках. Теперь их существование объясняется темными облаками
межзвездной пыли.
что постепенное разрушение больших звездцых групп уравновешивается
образованием новых скоплений где-то в других местах Вселенной. Таким
образом, постоянная численность скоплений, по мнению Гершеля,
поддерживается благодаря процессу, сходному с чеканкой новых монет взамен
истершихся.
88

В 1785 г. Гершель выделил класс туманностей (им суждено было
оказать существеннейшее влияние на его космологию), которые ввергли его в
полное недоумение. Он назвал эти туманности «планетарными», так как
они отдаленно напоминали диски планет, но признался, что «сомневается,
к какому классу их следует отнести». Они не укладывались в его схему, и
в своей работе он не сделал никаких выводов.
Гершель предположил, что эти странные объекты, а следовательно, и
другие маленькие туманности могут сослужить астрономам полезную
службу. Если они находятся за пределами нашей звездной системы, то
«таким образом должны сохранять свое положение лучше любой из звезд,
принадлежащих нашей системе, вследствие того что они, по всей
вероятности, находятся от нас на чрезвычайно больших расстояниях. Ну, а для
астрономии крайне важно располагать какой-то неподвижной точкой в
небе, с которой можно было бы сравнивать движение всего прочего».
Насколько мне известно, это первое опубликованное предложение
рассматривать отдаленные туманности в качестве опорных точек координатной
системы, и лет двадцать назад они действительно были впервые использованы
таким образом К Лаплас, французский математик, чье «Изложение системы
мира», как мы увидим, близко к трудам Гершеля, высказал подобное
предположение (не упоминая Гершеля) в первых трех изданиях своей книги,
но исключил его из четвертого и всех последующих изданий, так как к
этому времени он начал подозревать, что все эти туманности входят в
Млечный Путь, а потому слишком близки к нам и не годятся для такой
цели.
Свое окончательное истолкование свойств планетарных туманностей
Гершель дал в работе 1791 г., заглавие которой напоминает нам о Канте:
«О туманных звездах, названных так с полным основанием». Лучше всего
просто процитировать начало этой статьи:
«Во время последних моих обследований отдельных участков
неба... я открыл звезду примерно 8-й величины, окруженную слабо
светящейся атмосферой значительной протяженности. Это явление было
настолько поразительно, что я не мог не задуматься над
обстоятельствами, ему сопутствующими, каковые как будто сулили открыть
многое такое, что могло бы навести на заключения, которые пролили
бы значительный свет на кое-какие моменты, связанные со строением
небес».
Затем Гершель приводит выдержки из журнала своих наблюдений в
период 1783—1789 гг., когда он открыл необычные туманные звезды.
Относительно одной такой выдержки он замечает:
«Может показаться странным, что подобный объект сразу же не
подсказал рассуждений, содержащихся в этой статье; но о том, что
кажется новым, не следует выносить поспешных суждений, мои же
наблюдения, касавшиеся строения небес, тогда лишь только
начинались. А потому вернее всего было взять себе за правило не рассуждать
1 Только не планетарные, а внегалактические туманности. Планетарные
туманности на деле принадлежат к нашей Галактике. — Прим. ред.
89

Рис. 35. Туманность NGC 1514.
Гершель назвал ее «чрезвычайно странным явлением». Открытие этой туманности, которую он
назвал «планетарной», убедило Гершеля в том, что некоторые туманности действительно
состоят из газа и образуют атмосферу вокруг тех звезд, с которыми они связаны *,
* Прв визуальном наблюдении в телескоп туманность кажется относительно ярче и од»
яороднее. —< Прим. рев.
90

о явлениях, которые могут быть обнаружены, пока не накопится
достаточного количества сведений, чтобы опираться на них в моих
исследованиях».
И наконец, запись от 13 ноября 1790 г.: «Чрезвычайно своеобразное
явление! Звезда примерно 8-й величины со слабо светящейся атмосферой
круглой формы... Звезда находится точно в центре, а атмосфера настолько
разрежена, слаба и однородна повсюду, что нельзя даже предположить,
чтобы она состояла из звезд; не может быть и никаких сомнений в том,
что между атмосферой и звездой существует явная связь». Фотография
этого объекта дана на рис. 35.
Логика Гершеля убеждала благодаря своей простоте. Он рассмотрел
два возможных вывода из предположения, что обнаруженный им объект
состоит из многих звезд, и решительно отверг оба. Если бы, с одной
стороны, туманность эта состояла из звезд, неразличимых из-за большого
расстояния, тогда центральная звезда должна была бы обладать
«колоссальными размерами» и «так затмевать все прочие, что между ними невозможно
было бы провести никакого сравнения». С другой стороны, если
центральный объект представляет собой обычную звезду, то какими мелкими
должны быть звезды, составляющие окружающую ее туманность! А потому
Гершель заключает: «Следовательно, либо центральное тело не является
звездой, либо это звезда, заключенная в светящемся флюиде, природа
которого нам совершенно не известна».
Гершель предпочел остановиться на предположении, что центральное
светило — это звезда, подобная Солнцу и соседним с ним звездам. Затем
он начал рассматривать возможные следствия существования светящегося
рассеянного вещества и пришел в полный восторг, о чем свидетельствуют
приводимые ниже строки: «Какая обширная новая область открывается
для наших представлений! Теперь мы можем найти объяснение этой
протяженной туманности, раскинувшейся в созвездии Ориона на площади
более чем в шестьдесят градусов (квадратных. — Ред.) — светящееся
вещество подойдет тут гораздо больше, нежели скопление очень удаленных
звезд» (см. рис. 30). Отныне небо выглядело уже другим.
Намек на эволюционный подход к строению небес,
сформировавшийся у Гершеля в последние годы, можно увидеть в таком замечании:
«Если это вещество является самосветящимся, то скорее следует
предположить, что оно, сгущаясь, может создать звезду, нежели произойти от
звезды». Постепенно он пришел к убеждению, что звезды образуются прямо у
него на глазах, и в своих позднейших теориях он стремился показать, как
звездные скопления возникают из туманностей, а не из одиночных звезд.
Гершель прекрасно понимал, что его предположения могут быть
сочтены слишком уж умозрительными, а потому он заключил свою статью
просьбой, чтобы астрономы, располагающие необходимыми инструментами,
еще раз исследовали объекты, послужившие основой для его рассуждений,
и таким образом проверили разработанные им теории. К несчастью, в то
время никто не располагал инструментами, которые позволили бы
подтвердить или опровергнуть наблюдения Гершеля — так он был
«вознагражден» за то, что далеко опередил всех своих современников в усовершен-
91

Рис. 36. NGG 7293, планетарная туманность в созвездии Водолея.
Гигантская газовая оболочка медленно расширяется, удаляясь от центральной звезды.
Обратите внимание на узкие полосы и сгущения с внутренней стороны оболочки и на
волнообразную форму ее внешних частей.
ствовании телескопа. Никто из них не видел неба так, как он, — им
оставалось только принимать его наблюдения на веру и выслушивать выводы,
сделанные им из этих наблюдений. Не было ни споров, ни других точек
зрения, ни критических оценок — короче говоря, не было ничего, что
помогало научной деятельности более заурядных астрономов. Гершель не жалел
усилий, чтобы вести своих читателей вперед шаг за шагом, излагая
каждый довод со всей возможной подробностью, но иллюстративный материал
92

у него был скуден, измерения неточны, и, возможно, именно поэтому ему
не удалось увлечь профессионалов своей космологией. Примечательно, что
следующим за ним попытался сооружать большие телескопы опять-таки
любитель, Уильям Парсонс. И только когда другие любители начали
использовать в астрономии фотографию, появились, наконец, телескопы
больших размеров. Отчасти такое положение объяснялось тем, что
астрономы занимались преимущественно измерением расстояний до ближайших
звезд, а это не требовало больших телескопов, отчасти же причина
заключалась в явной бесплодности — отлично демонстрируемой трудами самого
Гершеля — исследований форм небесных тел и их распределения в
пространстве. Астрономы XIX века предпочитали изучать движение планет
и спутников, потому что измерения были такими точными, а физические
теории, созданные Ньютоном, на протяжении двух веков так хорошо
отшлифованы математиками 1.
В 1811 г. (ему было тогда 73 года) Гершель опубликовал тщательно
разработанную статью о взаимосвязи звезд и туманностей. Он стремился
установить для этих объектов какую-то последовательность, чтобы их
можно было «рассматривать по-новому». Заголовки пяти разделов статьи
дают достаточно ясное представление о принципах его классификации:
«О туманностях, которые по мере приближения к их центру постепенно
становятся чуть ярче», «О туманностях, которые по мере приближения к
их центру постепенно становятся ярче», «О туманностях, которые по мере
приближения к их центру постепенно становятся значительно ярче», «О
туманностях, по внешности сходных с кометами», «О туманностях, которые
по мере приближения к их центру внезапно становятся гораздо ярче».
Результаты его размышлений были просты и исчерпывались двумя
фразами:
«Почему бы нам не счесть причиной всякого сгущения,
аккумуляции, сжатия и концентрации вещества туманности всемирное
тяготение вещества? У нас нет недостатка в фактах для доказательства того,
что такая сила уже проявила себя, и, указывая на ряд небесных
явлений, где в четких письменах запечатлены для астрономов явные следы
действия этой силы, я без колебаний добавлю несколько замечаний о
следствиях, которыми чревато признание существования этого
принципа всеобщего тяготения».
Воспользовавшись кратким конспектом, который сам Гершель
составил для своей работы, я позволю себе высказать некоторые общие
замечания о состоянии астрономии в последние годы его жизни и современной
1 Не вполне верно. Уместнее сказать, что в конце XVIII — первой половине
XIX веков астрономы занимались совершенствованием методов определения
положения светил и составлением звездных карт и каталогов. Попутно развивались
некоторые приложения астрономии, например геодезия. Повышение точности позиционных
наблюдений дало мощный толчок развитию небесной механики и математики. В
общем создавался тот классический фундамент, на котором зиждется вся современная
астрономия и отчасти — геофизика и физика. Были и немалые технические
трудности, связанные с изготовлением оптики для больших инструментов. Существенно и то,
что физика той эпохи еще не была подготовлена к восприятию столь сложной
астрофизической информации. Автор говорит об этом, но недостаточно четко. — Прим, ред.
93

астрономии. Мои комментарии больше говорят о недостаткак его работы,
чем о сильных ее сторонах, но не забывайте, что практически все
приводимые им факты до него никому не были известны и потребовалось еще сто
лет, чтобы развитие физики позволило дать теоретические обоснования его
умозрительных выводов. И насколько плодотворнее был его умозрительный
подход по сравнению с сухой консервативностью Уильяма Парсонса, о
котором пойдет речь в одной из следующих глав!
Конспект
Астрономические наблюдения, касающиеся строения небес, собранные с
целью критического их рассмотрения, результат какового, по-видимому,
проливает некоторый новый свет на устройство небесных тел.
Диффузное вещество туманностей существует в большом изобилии.
Гершель полагает, что известно не более четверти из всех
существующих туманностей.
Его изобилие превосходит всяческое воображение.
На самом же деле воображение Гершеля тут превзошло реальность.
Кроме протяженных диффузных туманностей, связанных со звездами,
вроде туманности в созвездии Ориона, он сообщает и о многих других,
существование которых не подтвердилось. Но он не ошибся, говоря о тысячах
малых туманностей.
«Вещество туманностей состоит из субстанций, которые испускают
свет и могут обладать многими другими свойствами».
Гершель был прав, полагая, что многие туманности светятся благодаря
излучению составляющего их газа, однако, как пятьдесят лет спустя
показали спектроскопические исследования, светятся они не все. Свет многих
из них представляет собой отраженный свет ближайших звезд.
Большая яркость может вызываться либо большей глубиной, либо
большим сжатием вещества туманности.
Тут Гершель прав, поскольку общая яркость туманности зависит от
общего количества составляющего ее вещества, как более, так и менее
плотного, а также от яркости ближайших звезд, которые возбуждают ее
свечение. Например, если сжать туманность Ориона плотнее вокруг четырех
ярких звезд в ее центре, она сохранила бы примерно ту же яркость,
которой обладает теперь.
Большую яркость легче всего объяснить конденсацией.
Гершель подразумевал тут следующее: если у туманности имеется
видимый яркий центр, то логичнее предположить реальное наличие у нее
плотного центра, нежели выброса, направленного в сторону Земли.
Форма туманного вещества круглой туманности шаровидна.
Предположение вполне обоснованное и опирается оно на предпосылку,
что природа не устраивает фокусов. Однако логично предположить, что
некоторые круглые туманности могут представлять собой сфероиды, либо
вытянутые, либо уплощенные, но видимые под таким углом, что они
кажутся нам круглыми.
Эта форма создается силой тяготения.
94

Опять-таки и да, и нет. Некоторые туманности — это сферические
скопления звезд, удерживаемые силой тяготения, и шаровидная их форма
объясняется тем, что они не вращаются. Другие скопления, целостность
которых тоже поддерживается силой тяготения, имеют совершенно
плоскую форму, потому что все звезды в них обращаются вокруг общего
центра. Отличным примером плоской системы, целостность которой
поддерживается силой тяготения, может служить наша собственная Солнечная
система. Ньютон считал, что ее уплощенность свидетельствует в пользу
божественного сотворения, но в одной из следующих глав мы дадим Лапласу
возможность выдвинуть иное объяснение.
Центральное яркое пятно туманности указывает точку притяжения,
Гершель открыл, что у многих туманностей заметно выражено ядро —
повышение яркости в центре. Любопытно, что с появлением фотографий,
на которых внешние области туманностей видны гораздо лучше, внимание
астрономов было отвлечено от ядер. Открытия последних лет,
опирающиеся на фотографии с очень малыми экспозициями, вновь привлекли
внимание к центральным сгущениям (см. гл. 21).
При образовании ядер может наблюдаться продолжающееся
сгущение.
Гершель обнаружил, что в туманностях, ядро которых значительно
меньше внешних частей, последние бывают более слабыми по сравнению с
ядром. В настоящее время это свойство является одним из главных
признаков при классификации галактик.
Она (туманность. — Ред.) задерживает свет и частично непрозрачна.
Неверно! Светящийся газ практически не задерживает звездного
света \ Возможно, Гершель стал жертвой обмана зрения — во всяком случае,
на это указывает его описание туманности Андромеды: «Рассеянные по ней
звезды, по-видимому, находятся позади нее и как будто теряют часть своего
блеска из-за того, что их свет проходит сквозь туманность». Теперь мы
знаем, что эти звезды находятся перед туманностью, а не за ней, и, может
быть, поэтому мне они не кажутся более слабыми. О темном межзвездном
веществе у Гершеля, по-видимому, вообще нет упоминаний, хотя
однажды он сослался на! «дыру в небе», которая, как теперь известно, создается
непрозрачной пылью.
В обычный, даже хороший телескоп отличить планетарную
туманность от звезды невозможно.
Быть может, в конце концов они так сгустятся, что станут
настоящими звездами.
Нет, они расширяются. Да и в любом случае количества вещества в
планетарной туманности не хватило бы даже на зачаток звезды.
За тридцать семь лет эта туманность (туманность Ориона.—Авт.)
претерпела огромные изменения — и еще большие со времен Гюйгенса
(за столетие с небольшим. — Авт.).
Это неверно! Ошибка Гершеля была по тем временам вполне обычной
и объяснялась тем, что точно зарисовать туманность, опираясь на зритель-
1 Речь, естественно, идет о видимом свете. В далекой ультрафиолетовой области
спектра туманности, напротив, весьма непрозрачны.— Прим. ред.
95

ные впечатления, чрезвычайно трудно. С появлением фотографии
выяснилось, что подавляющее большинство туманностей на протяжении
десятилетий нисколько не изменяется.
Туманности не являются постоянными небесными телами.
Но в основном они существуют столетиями.
Планетарные туманности преобразуются в яркие звездные туманно-
сти, в звезды, окруженные туманностями, или в звезды, окруженные
дымкой.
Гершель здесь описывает объекты («звезды, окруженные дымкой». —
Ред.), напоминающие те, существование которых предполагает Мэран
(см. гл. 7). Сейчас мы знаем о причинах этих явлений немногим больше,
чем Гершель.
Если не ясно, является ли данное тело звездой или туманностью,
сомнение можно разрешить, повысив увеличение телескопа.
Если объект очень походит на звезду, бывает трудно определить,
звезда это или туманность.
Гершель привел множество свидетельств того, что между внешним
видом звездной туманности и звезды нет четкой границы. На самом же
деле различие между ними колоссально, однако очень далекая туманность
(собственно говоря, галактика) может выглядеть совсем как звезда, и,
чтобы различить их, требуются очень тонкие методы проверки. Специалист
способен заметить некоторую расплывчатость изображения туманности,
которая ускользнет от новичка.
Если мы не можем установить, является ли сомнительный объект
звездой или туманностью... большего сходства ожидать невозможно, ибо,
будь оно больше, места для сомнений уже не оставалось бы.
Этим прелестным замечанием Гершель заключает конспект.
Итак, из общности внешнего вида Гершель делает вывод об общности
строения — метод, который может дать верные результаты, а может и
увести далеко в сторону. Большинство астрономов, по-видимому, разделяло
точку зрения сына Гершеля, Джона, который через четыре года после
смерти отца писал: «Поле предположений так широко и аналогии, на которые
мы должны полагаться, так ненадежны, что в настоящее время нам,
пожалуй, следует отказаться от гипотез и обратиться (быть может, на века) к
наблюдениям».
ГЛАВА 12. ПОСЛЕДНИЕ ГОДЫ ГЕРШЕЛЯ
В 1792 г., когда во Франции после революционных бурь была
провозглашена Первая республика, у супругов Вильяма и Мэри Гершель родился
сын Джон, их едиственный ребенок. Научная деятельность Вильяма
Гершеля была в самом расцвете, и мальчик, по выражению одного из его со-
времеников, Чарлза Причарда, рос «в тени великолепного отцовского
телескопа». Джон видел, как его отец и тетка «безмолвно, но неустанно
трудились, занятые тем, что, казалось, не имело никакого отношения к миру,
лежащему за стенами этого знаменитого дома».
96

Маленький Джон развивался очень быстро и в полной мере
воспользовался возможностями, которые предоставляли ему помощь и влияние отца
и отличное по тем временам образование. Сначала он учился в Итоне, но
мать, опасаясь 3ai его здоровье, и без того не особенно крепкое, предпочла
снова отдать его в небольшую школу неподалеку от дома. Вильям
согласился с ней и подыскал для сына частного преподавателя математики.
Когда Джону было восемь лет, его мать писала обожавшей
племянника Каролине: «Дорогая мисс Гершель... Джон Гершель обещал написать
вам перед возвращением в школу. Слава богу, он совсем здоров, но по-
прежнему неблаговоспитан и просит, чтобы я передала вам от него
привет». Некий гость Гершелей описывает Джона следующим образом:
«общительный малыш, забавный и многообещающий», ясно давая понять, что
Джон любил быть в центре внимания взрослых.
В марте 1802 г. Франция и Англия подписали Амьенский мирный
договор, и во время краткой передышки между войнами Вильям Гершель с
семьей отправился в Париж посмотреть французскую столицу и
познакомиться с французскими астрономами. Пьер-Симон Лаплас, самый
именитый из них, писал Гершелю незадолго перед этим: «Я с величайшим
удовольствием узнал, что вы намереваетесь в скором времени побывать в
Париже. Я с восторгом думаю о возможности лично познакомиться с вами
и со всей горячностью выразить вам то почтительное уважение, которое
внушают мне ваши великолепные открытия».
Гершель, несомненно, испытывал сходные чувства. Слава Лапласа как
математика была гордостью Франции, а его работы по астрономии
дополняли труды самого Гершеля. Воображение рисует мне их первую
встречу — они обмениваются крепкими рукопожатиями, улыбанотся,
рассыпаются в похвалах друг другу, не слишком вслушиваясь в слова
собеседника.
Для десятилетнего Джона это путешествие, наверное, было
увлекательной цепью событий, одно интереснее другого. Утром знакомство с
мадам Лаплас, которая приняла их, лежа в постели («весьма странный
обычай для тех, кто к нему не привык... [она] дама очень светская и
образованная»,— записал Вильям в дневнике, который он вел во время
путешествия), посещение Ботанического сада и «места, на котором стояла
Бастилия», а вечером — прогулка по другому саду.
Наполеон был тогда еще Первым консулом и любил беседовать с
учеными. Он поручил министру внутренних дел устроить аудиенцию для
Лапласа, Гершеля и графа Румфорда, известного физика, который тогда
также находился в Париже. Гершель счел, что эта встреча заслуживает
подробного описания. В его дневнике мы читаем:
«Воскресенье, 8 августа (1802 г. — Авт.).., Около 7 часов министр
отвез господина Лапласа, графа Румфорда и меня в Мальмезон,
дворец Первого консула, чтобы представить меня ему. После долгой
прогулки с [мадам Бонапарт] по саду мы встретили Первого консула,
который давал указания рабочим, как следует подвести воду для
поливки растений. Министр представил ему меня и графа Румфорда.
Первый консул обратился ко мне с любезными вопросами о разных
97

астрономических проблемах, а затем, после довольно продолжительной
беседы, повернулся к графу Румфорду...
После этого Первый консул вступил в разговор с министром,
господином Лапласом, графом Румфордом и мной на общие темы.
По окончании примерно получасовой прогулки он повел нас к
дому, но остановился, завидев каких-то господ, и начал говорить с ними
о канале, который предполагается построить во Франции. Консул,
вероятно, отлично знаком с предметом».
Затем случилось небольшое происшествие, которое, видимо, было
Гершелю неприятно:
«Тут он пригласил нас в комнату, где после недолгого разговора
сел в кресло и учтиво пригласил сесть и меня. Но поскольку остальное
общество такого приглашения не получило и никто из них не сел, я
только поклонился в знак признательности за его великую любезность,
но остался стоять, как и все остальные. Тогда Первый консул задал
мне несколько вопросов, касающихся астрономии и строения небес, и
мои ответы на них как будто весьма его удовлетворили».
Затем внимание было перенесено на Лапласа:
«С господином Лапласом он также заговорил на эту тему и повел с
ним спор, не соглашаясь с прославленным математиком. Спор этот
завязался после восклицания Первого консула, который с восхищением
спросил, а вернее, воскликнул (когда мы говорили о протяженности
звездных небес): «И кто же творец всего этого?!» Мосье Лаплас
пожелал объяснить, какая цепь естественных причин могла привести к
созданию и сохранению этой удивительной системы. Однако тут Первый
консул стал возражать. Рассказать об этом можно было бы многое, но,
объединив доводы обоих, мы придем к ответу — Природа и Бог
природы».
Далее разговор перешел на «не слишком интересные» темы, после
чего было подано мороженое «отличного вкуса», и общество откланялось.
По-видимому, у Лапласа и Гершеля оказалось достаточно времени
для серьезного разговора в карете по пути во дворец и обратно. Мы
читаем:
«Когда мы с мосье Лапласом ехали вдвоем в карете туда и
обратно, я говорил с ним о моей последней работе, каковую и описаот ему в
общих чертах. Я упомянул различные возможные комбинации
обращающихся друг вокруг друга звезд, объединенных в двойные и тройные
системы. Когда я упомянул о трех звездах, обращающихся на равном
расстоянии вокруг одного центра, он заметил, что в своей — если не
ошибаюсь — «Небесной механике» он показал, как шесть звезд,
образуя кольцо, могут обращаться вокруг общего центра тяготения».
Последняя запись внесена в дневник, по-видимому, задним числом.
Гершель описывает свой визит к Мессье, чей каталог туманностей служил
ему руководством в начале его астрономической карьеры. За двадцать лет
до этого Мессье упал в глубокую яму и пролежал там в темноте несколько
часов, прежде чем его нашли. И его последние годы были омрачены
полученными в результате этого увечьями, крушением надежд на необходимую
98

ему финансовую помощь, а возможно, и воспоминаниями о тех трудностях,
которые он испытал, добиваясь принятия во Французскую академию.
Гершель от души ему сочувствовал, но особой симпатии Мессье ему,
очевидно, не внушал. Он записал:
«Несколько дней тому назад я навестил господина Мессье у него
дома. Он жаловался на страдания, которые испытывает с тех пор, как
упал в погреб для льда. Он все еще усердно ведет наблюдения и
крайне сожалеет о том, что не имеет достаточно средств, чтобы привести в
порядок окна башенки, где находятся его иструменты (отель Клю-
ни.— Авт.), но духом не падает. В беседе он показывает себя весьма
разумным человеком. Достоинства не всегда вознаграждаются по
заслугам».
В 1813 г. Джон Гершель первым в своем выпуске окончил колледж
Сент-Джон и был избран в Королевское общество (несомненно, оказавшись
самым юным из его членов) за изящную математическую работу, которую
он представил туда в предыдущем году — но, конечно, тут сыграло роль и
письмо его отца, подтверждавшее ее достоинства.
По-видимому, Джон к этому времени утратил свое детское
тщеславие — человек, гостивший у Гершелей некоторое время, писал: «Он
глубоко осведомлен в науках и любит поэзию, но держится с чрезвычайной
скромностью». О старшем Гершеле тот же гость писал:
«А теперь — о самом престарелом астрономе: его простота в
обращении, его доброта, неистощимый запас интересных историй,
готовность объяснять собственные величественные представления о
Вселенной, которые он умеет сделать удивительно понятными, — все это
полно неописуемого очарования. Ему 76 лет, но он свеж и крепок; он
сидел... то улыбаясь шуткам, то не принимая никакого участия в
разговоре, но нисколько на это не досадуя. Однако он внимательно следит
за беседой и на всякий ваш вопрос старается дать ответ с юношеской
увлеченностью ».
Джон далеко не сразу выбрал свой жизненный путь. Только
испробовав свои силы в математике и юриспруденции и не без успеха занявшись
химией и оптикой, он решил, наконец, взяться за астрономию, продолжив
работу отца. Один из последних его биографов, Гюнтер Буттман считает,
что Джон, обратившись к астрономии, принес сознательную жертву, но у
меня создалось впечатление, что при чрезвычайном разнообразии
интересов этого молодого человека любой окончательный выбор обязательно
требовал от него какой-то жертвы.
Чем же занимался отец Джона, когда тот сделал свой выбор? Что, по
мнению Джона, предстояло ему продолжить?
В то время, когда его сын кончал колледж, «престарелый астроном»
завершал дополнения к своей работе 1811 г. «Об устройстве небесных тел»
(см. гл. 11).
В 1814 г. Гершель намеревался «показать звездную часть небес, а
также тесную связь между двумя крайними противоположностями, из
каковых одна заключается в необъятности широко рассеянного и, видимо, хао-

Рис. 37. Гершель в старости.
Некий человек, посетивший его, писал о нем: «Его простота в обращении, его доброта,
неистощимый запас интересных историй, готовность все объяснять... все это полно неописуемого
очарования»*
тического туманного вещества, а другая представляет собой чрезвычайно
сложные и весьма искусственно построенные шаровидные скопления
близко расположенных друг к другу звезд. Доказательство наличия связи
между этими крайностями будет веским свидетельством в пользу вероятности
перехода одной из них в другую».
Эта работа является кульминацией размышления Гершеля о природе
Млечного Пути, хотя отнюдь их не завершает. Он принял точку зрения,
100

весьма близкую современной космологии: Млечный Путь, бывший вначяг-
ле довольно однородной туманностью, в дальнейшем развился в поля
изолированных друг от друга звезд; некоторые звезды группируются в пары
и в пары пар, а другие — в скопления. Среди скоплений Гершель
обнаружил вытянутые полосы и правильные шары.
Он назвал шаровые скопления «весьма искусственно построенными»,
но такая характеристика уже не может считаться правильной.
Бесформенная масса газа, оказавшись в космическом пространстве, обязательно
примет форму шара, и если из нее образуются звезды, их скопление,
естественно, сохранит форму породившей их туманности. Даже в дни Гершеля
эпитет «искусственный» по отношению к естественному объекту должен
был показаться весьма странным — попросту искусственным. Такие
объекты не были особой редкостью, и, хотя у него имелись все основания
называть их необычными, утверждать, что они — самые необычные из видимых
объектов, он никак не мог: такое определение больше подошло бы к
кольцевидным планетарным туманностям. Мне кажется, это слово имеет тут
более глубокий смысл. Если мы примем, что оно употреблено не случайно,
тогда в нем можно найти указание на то, как Гершель относился к
геометрическим формам в природе и к использованию математики в науке.
Гершель словно бы считает естественными лишь хаотически построенные
объекты, те же, которые повторяют простые геометрические формы, кажутся
ему искусственными или неестественными. Это прямо противоречит
представлению античных греков о том, что природа слагалась в соответствии
с математическими формами, и хорошо согласуется с полным отсутствием
в работах Гершеля доказательств, изложенных на языке математики. Его
математика редко выходила за пределы арифметики, его расчеты
предназначались для числовых оценок, а не для исследования причинных
связей. Его физические доводы опирались на интуицию, и тот факт, что в их
основе лежала ньютоновская физика, не спасал Гершеля от заблуждений.
Важнейшей его ошибкой было, пожалуй, то, что в чисто внешнем сходстве
он упорно усматривал свидетельство генетической связи.
Возможно, я слишком суров к Вильяму Гершелю, но на его примере я
хочу показать, как по-разному используется в научных исследованиях
математика. Он, бесспорно, мог бы при желании прибегнуть к более строгим
доказательствам, мог бы воспользоваться математикой, но он попросту не
думал, что она принесет ему пользу в поисках разгадки строения
Млечного Пути. Он обходился интуицией — мне кажется, отчасти потому, что
имевшиеся у него данные, на его взгляд, не заслуживали тщательного
математического анализа, а отчасти потому, что математика его не
завораживала.
Чем математика завораживает? Современный ученый не считает, что
математические законы в самом деле управляют миром, но он знает,
что в какой-то мере ее поведение может быть математически описано, и
этого для него уже достаточно, чтобы обратиться к математике.
101

Гершель все-таки прибег к математическим рассуждениям в своей
последней работе о Млечном Пути, опубликованной в 1817 г. В некоторых
отношениях эта работа значительно проигрывает по сравнению с его
первоначальными описаниями Млечного Пути, смелыми выводами об эволюции
небесных тел и предположением, что туманность Андромеды представляет
собой еще один самостоятельный млечный путь. Теперь Гершель оставил
эволюцию в покое и, по-видимому, не видел особого смысла вновь
привлекать внимание к тому досадному факту, что туманность Андромеды
оказалась весьма сомнительным объектом. Он занялся проверкой гипотезы о
том, что звезды обладают одинаковой абсолютной яркостью и
распределены в пространстве равномерно. Этот вопрос был важен не только сам по
себе, но и имел большое значение для его прежних исследований;
подтверждение такой гипотезы оправдало бы попытки Гершеля определить
пределы Млечного Пути, сосчитав слабые звезды. Он знал, что основная
предпосылка, утверждавшая, будто яркость каждой отдельной звезды
равна яркости Солнца, неверна — это доказали ему его же двойные звезды,—
но замены для нее у него не было, а потому он решил выяснить, достаточно
ли велики отклонения от этого единообразия, чтобы их можно было
обнаружить.
Исходным пунктом для него теперь послужил каталог звезд,
распределенных по «видимым звездным величинам» — по системе классификации
яркости, принятой еще древними греками, которые приписали двадцати
самым ярким звездам небосвода первую величину, а остальные видимые
простым глазом звезды разнесли по пяти последующим категориям. Греки
вовсе не утверждали, что им известна реальная яркость звезд (для своих
теорий они в подобных данных и не нуждались), и никому другому
измерить истинную яркость звезд также не удавалось. Гершель взял за основу
своих исследований предположение, что звезды второй величины
находятся от нас вдвое дальше, чем звезды первой величины, звезды третьей
величины — втрое дальше и так далее. Безусловно, такой подход был
порожден отчаянием, но у Гершеля не было выбора... вернее, у него был
неограниченный выбор, поскольку не имелось никаких фактов. Он принял, что
звезды каждой последующей величины располагаются концентрическими
сферическими слоями равной толщины, что позволяло легко вычислить,
какую долю пространства занимают звезды каждой данной величины.
Затем, предположив, что количество звезд прямо пропорционально объему
занимаемого ими пространства, он подготовил таблицу ожидаемого числа
звезд каждой величины.
Исходя из этих посылок, Гершель предсказал, что число звезд второй
величины превзойдет число звезд первой величины в 3,8 раза, и эта цифра
достаточно хорошо соответствовала результатам реального подсчета,
который дал соотношение 1 : 3,4. Но у него получалось, что звезд пятой
величины должно быть в 23 раза больше, чем звезд первой величины, а
реальное соотношение оказалось равным 1 : 68! Гершель отвел слабым звездам
слишком мало пространства — он поместил их чересчур близко от Солнца.
Его расчеты строились на ошибочном предположении, поскольку на
самом деле некоторые звезды находятся от нас во много раз дальше, чем
102

другие, обладающие той же видимой яркостью. Гершель догадывался об
этом, но он внушал себе, что это не может иметь большого значения:
«Предполагаемые расстояния до звезд, на которые указывает их
(звездная. — Ред.) величина, не могут дать нам никаких сведений об их
истинном положении в пространстве. Однако утверждение, что слабейшие
звезды находятся тем не менее на самых больших расстояниях от нас,
представляется мне настолько убедительным, что, на мой взгляд, оно может
лечь в основу экспериментальных исследований».
В этом заявлении Гершеля противоречия нет. Он отмечает очень
существенное различие между двумя аспектами проблемы: предположением,
что все звезды обладают одинаковой истинной яркостью, и использованием
понятия звездной величины, которое было определено недостаточно четко.
Он понял, что вся беда может заключаться именно в определении звездных
величин, и посвятил свои последние годы разработке новых способов
количественного определения яркости, соответствующей каждой звездной
величине.
Он получил достаточно хорошие результаты, однако точно измерить
яркость звезд астрономам удалось только вскоре после его смерти. Тогда
было установлено, что введенные греками величины соответствовали
равным отношениям яркости — переход к каждой следующей величине
означал изменение яркости примерно в 2,5 раза (так что звезды шестой
величины оказались в 100 раз слабее звезд первой величины). Такпм образом, ест
ли бы все звезды обладали одинаковой абсолютной яркостью, звезды
шестой величины должны были бы находиться от нас в десять *, а не в шесть
раз дальше, чем звезды первой величины. (Значительно позднее
экспериментаторы-психологи установили, что введенная греками система
звездных величин представляет собой еще один пример общего закона, согласно
которому равные различия в восприятии соответствуют равным
отношениям раздражителей2.)
Как указывает один из биографов Гершеля Майкл Хоскин, это
упрямое желание считать, будто все звезды равны по яркости Солнцу, а потому
малая яркость подразумевает большое расстояние, вовсе не настолько
«ненаучно», чтобы Гершеля можно было осудить за него. Гершель пришел к
этому убеждению до того, как понял, что разные по яркости члены
звездных пар одинаково удалены от нас. У него не было оснований считать, что
различия в яркости звезд огромны, и он зна!Л7 что, если они различаются
не более чем, скажем, в пять раз, его метод все-таки будет лучше полного
отсутствия метода — по крайней мере для некоторых типов
исследования.
Попытка Гершеля разобраться в строении Млечного Пути
завершается признанием, что «двадцатифутовый телескоп не в силах измерить
глубины Млечного Пути и недоступные ему звезды должны находиться от нас
1 Световой поток от точечного источника уменьшается пропорционально
квадрату расстояния. — Прим. ред.
5 Иными словами, интенсивность восприятия пропорциональна логарифму силы
раздражителя. — Прим, ред.
103

дальше» звезд первой величины в 900 раз. Он не надеялся, что и
сорокафутовый телескоп поможет ему установить пределы Млечного Пути, хотя
рассчитывал, что с помощью этого инструмента сумеет преодолеть
расстояние, в 2300 раз превосходящее расстояние до ближайших звезд.
Теперь мы знаем, что граница Млечного Пути находится примерно
в 5000 раз дальше, чем ближайшие звезды, и, следовательно, Гершель
не ошибся, полагая, что не сумеет различить расположенных там звезд
(ему, наверное, было бы приятно узнать, насколько близок он оказался
к истине).
Выводы Гершеля в этот период кажутся неопределенными и зыбкими,
а взаимосвязь Млечного Пути, звездных скоплений и туманных пятен все
еще остается неясной. В 1811 г. он писал:
«Должен признаться, что, вновь и вновь обозревая небеса, я
постепенно изменял свое мнение о расположении звезд и их величинах,
а также о многом другом...
Например, в некоторых расчетах можно исходить из равномерного
распределения звезд, но, когда мы исследуем Млечный Путь или
тесные скопления звезд... от этой предполагаемой равномерности
распределения приходится отказаться...
Мы полагаем, что туманности представляют собой скопления
звезд, замаскированные огромной их удаленностью от нас, однако
больший опыт и более близкое знакомство с природой туманностей не
допускают такого общего применения этого принципа».
Несмотря на это признание, многие астрономы как будто не
сомневались в том, что Гершель остался верен своей теории, согласно которой
Млечный Путь представляет собой массу звезд, равномерно рассеянных
внутри диска, напоминающего по форме мельничный жернов. Впервые эту
точку зрения опроверг видный русский астроном В. Я. Струве. В
заключение сделанного им обзора работ Гершеля он отметил:
«Таким образом, мы приходим к выводу,— быть может,
неожиданному, но тем не менее неопровержимому, — что система, которую
Гершель изложил в 1785 г. (теория диска. — Авт.), рассыпалась в прах
в результате дальнейших исследований, проведенных ее творцом, и что
сам Гершель оставил ее... Истолкование природы Млечного Пути
остается почти неизменным со времени смерти В. Гершеля. Но
невольно задаешься вопросом, почему астрономы в целом продолжали
придерживаться старой картины Млечного Пути, созданной в 1785 г.,
хотя ее автор, как мы показали, сам полностью ее оставил. Мне
кажется, такое положение объясняется двумя обстоятельствами.
Это была законченная система, убедительная благодаря своей
основательной и точной геометрической стройности, и, с другой
стороны, ее автор полностью никогда ее не отвергал».
Гершель открыл в небе новый мир — мир туманностей; он открыл его
загадки, но не нашел их решения, и с мужеством и благородством,
единственными в своем роде за всю историю астрономии, он разрушил
собственные построения.
Его труды — это величественный памятник человеческому духу.
104

ГЛАВА 13. РАЗВИТИЕ НЕБУЛЯРНОЙ ГИПОТЕЗЫ
В литературе, пожалуй, не найдется примера, столь очевидно
демонстрирующего развитие взглядов ученого, как последовательные издания
популярной книги Пьера-Симона Лапласа «Изложение системы мира».
С 1796 г. и до своей смерти в 1827 г. Лаплас подготовил шесть вариантов
книги, по-новому располагая и дополняя материал, а также исключая идеи,
которые больше не представлялись ему верными. Все эти издания
наглядно показывают движение астрономии вперед (а порой и вспять) в
последние десятилетия научной деятельности Гершеля; в них мы накодим явные
свидетельства того, что открытия Гершеля оказали глубокое влияние на
теории Лапласа о происхождении Солнечной системы.
Лаплас родился в 1749 г. в семье зажиточного нормандского
крестьянина. Его выдающиеся математические способности и великолепная память
проявились очень рано. В восемнадцать лет он уже преподавал математику
в военной школе своего родного города. Однако его влекла более живая
атмосфера Парижа, и он отправился в столицу, запасшись
рекомендательными письмами к Жану Лерону д'Аламберу, крупнейшему французскому
математику. Но письмо не возымело никакого действия, и Лаплас решил
прибегнуть к собственным рекомендациям: он послал д'Аламберу
небольшой математический трактат по механике и на другой же день был
приглашен к нему. В результате этого свидания он получил место
преподавателя в парижской Военной школе, таким образом полностью оправдав
свою уверенность в себе.
Молодой математик скоро стал одним из гигантов математического
мира. Он демонстрирует в своих книгах необыкновенный интеллект и ждет
такого же интеллекта от читателей: он нередко оставляет в своей системе
доказательств пробелы, говоря просто «II est facile a voir» («нетрудно
видеть»), хотя для очень многих видеть это оказывалось отнюдь не легко.
Своим отношением к математике Лаплас напоминал Ньютона, от которого
его отделяло около века. Оба стремились постичь физический мир, избрав
средством для этого математику,— изящные математические построения
сами по себе ни того, ни другого особенно не привлекали.
В процессе исследования движения планет Ньютон заложил основы
интегрального и дифференциального исчисления, в течение следующего
столетия развитием этих основ занимались самые выдающиеся
математические умы. И в распоряжении Лапласа оказалась уже хорошо
разработанная система.
Он начал с победоносного решения вопроса, которое Ньютон предал
в руки господа: он объяснил устойчивость Солнечной системы. Ньютон
предполагал, что Солнечная система в ее современном виде — планеты,
обращающиеся вокруг Солнца по аккуратно распределенным орбитам,—
не может сохраняться долго, так как каждая планета подвергается
воздействию сил притяжения со стороны всех остальных, и накопление этих
воздействий, какими бы ничтожно малыми они ни были, в конце концов
должно неизбежно привести к катастрофе. Для разрешения этой проблемы
Ньютон не располагал соответствующими математическими средствами,
105

а потому предположил, что катастрофу предотвращает лишь
вмешательство всевышнего, который время от времени приводит все в порядок.
И ньютоновская точка зрения вскоре как будто получила
подтверждение: было обнаружено, что орбита Юпитера сжимается, а орбита
Сатурна расширяется. Никто не знал, чем это кончится, но астрономы
предположили, что Солнечная система находится в процессе распада. Однако, как
доказал Лаплас, опасность эта мнимая, ибо подобное поведение планет
периодично. Каждые 929 лет начинается обратный процесс, а потому
Солнечная система вовсе не приближается к своей гибели.
Не известно, что думал о своем замечательном открытии сам Лаплас,
но оно не могло не оказать на него психологического воздействия. Ведь он
доказал, что Солнечная система способна существовать и без какого-либо
воздействия со стороны всевышнего — механизм Вселенной оказался
настолько отлаженным, что не требовал вмешательства извне. Назвать эту
идею совсем новой в сущности нельзя — нечто подобное подразумевала и
греческая концепция мироздания как системы хрустальных сфер,
вращающихся без чьего-либо вмешательства, — но теперь она вновь появилась при
совершенно иных обстоятельствах и была чревата далеко идущими
последствиями. Античные греки приписывали своим богам всяческую другую
деятельность — боги распоряжались бурями и битвами, занимались всякими
земными делами, а небо служило лишь сценой для Земли, фоном для
Солнца. Однако ко времени Лапласа планеты и звезды были признаны
частью и продолжением того мира, в котором мы живем, а потому казалось
нелепостью предполагать, что бог управляет только нашей собственной
планетой. Престолом ему служили и вся Солнечная система, и звезды, а
теперь Лаплас низводил его с этого блистательного трона. Из уст в уста
передавался рассказ о том, как Наполеон Бонапарт спросил у Лапласа,
оставил ли он в своей Вселенной место для ее творца; на это Лаплас
ответил: «Гражданин Первый консул, я никогда не испытывал нужды в этой
гипотезе».
В пятидесятилетнем возрасте Лаплас занялся политикой: в 1799 г. он
стал министром внутренних дел в правительстве Наполеона, но оказался
никуда не годным администратором. Через полтора месяца Наполеон
посадил на его место своего брата, а Лапласа в утешение сделал сенатором.
В своих мемуарах Наполеон вспоминает об этом эпизоде с изрядной долей
иронии: «Лаплас, первоклассный геометр, тотчас же показал себя весьма
скверным администратором. Мы сразу увидели, что совершили ошибку.
Лаплас никогда не смотрел на вопрос так, как следовало бы: он всюду
выискивал тонкости, видел только одни проблемы и в конце концов привнес в
управление дух бесконечно малых величин».
На портрете Лаплас выглядит аристократом — длинный нос и острый
подбородок разделены изящно очерченным ртом. Его улыбка скорее
снисходительна, чем приветлива. Лаплас действительно был аристократом, но
аристократом духа: он считал, что для познания нет пределов, что любые
границы познанного носят временный характер и человеческий разум,
человеческие таланты раздвигают их все больше и больше. Познание было
для него высшим человеческим свершением.
106

Эта жажда математических и физических знаний определила всю его
жизнь. Он занимался наукой на протяжении четырех этапов французской
истории. Начав в эпоху революции, он продолжал свою деятельность в
годы Первой республики, Империи и Реставрации; каждый свой новый труд
он неизменно посвящал людям, стоявшим тогда у власти, и, по-видимому,
пользовался их расположением. Один биограф назвал его отношение к
политике «гибким», а другой, более поздний биограф заметил, что это еще
довольно мягко сказано.
Бесспорно, такое мнение как будто подтверждается тем фактом, что
Лаплас одним из первых проголосовал за ликвидацию Империи и изгнание
Наполеона — и это несмотря на все почести и материальные блага,
которыми осыпал его император. Но, мне кажется, Лаплас не мог не чувствовать,
что в отношении к нему Наполеоном руководило только желание добавить
к своему созвездию еще несколько блестящих звезд, а это в какой-то мере
снимало с него долг благодарности. Коронованные особы издавна
привыкли украшать свое царствование, покровительствуя ученым, и те нередко
бывали им достаточно благодарны, но, полагаю, обе стороны прекрасно
понимали непрочность и внутреннюю необязательность таких отношений.
В любом случае Лаплас был верен прежде всего науке.
Значительная часть популярной книги Лапласа «Изложение системы
мира» посвящена рассуждениям о происхождении и развитии Вселенной.
Разумеется, ставился этот вопрос отнюдь не в первый раз, но идеи
Лапласа оказались более действенными — почти двести лет они удерживали
ведущие позиции. Влияние этой книги объяснялось отчасти репутацией ее
автора, отчасти систематичностью изложения и, наконец, умелым
использованием в ней материалов наблюдений.
Пытаясь решить вопрос о том, сохранятся ли в дальнейшем нынешние
орбиты планет, и математически исследуя для этого будущее Солнечной
системы, Лаплас, естественно, не мог не задуматься о ее прошлом, и в
первых двух изданиях (1796 и 1799) содержались краткие замечания
относительно того весьма любопытного факта, что все планеты обращаются по
орбитам, близким к круговым и лежащим почти в одной плоскости. Когда
Лаплас работал над этими изданиями, связь трудов Гершеля с его
собственными была еще далеко не очевидной. В третьем издании — 1808 г. (после
поездки Гершеля во Францию и личного знакомства^ — число подобных
замечаний значительно увеличилось, а в четвертом (1813) Лаплас
расширил их и объединил в особый раздел («Примечание VII» в приложении).
Впервые фамилия Гершеля появляется в четвертом издании, когда
Лаплас полностью осознал, что наблюдения Гершеля, по-видимому, очень
хорошо подтверждают его собственные предположения.
Ниже приводится вариант заключительной главы «Изложения
системы мира», составленный с использованием разных изданий, причем,
каждому изданию соответствует свой шрифт. В настоящем своем виде эта
глава не совпадает полностью с текстом ни одного из подлинных изданий, но
она наглядно демонстрирует теоретические построения Лапласа и
практически все их основные положения. Перед этим составным текстом
приводится хронология изданий.
107

Ключ к шрифтам
1. Текст, набранный прямым шрифтом, соответствует первому изданию.
2. Текст, набранный курсивом, соответствует третьему изданию, если не указано
какое-нибудь другое.
3. Текст, набранный прямым шрифтом в скобках, имеется только в пятом и шестом
изданиях.
Хронология изданий «Изложения системы мира»
Провозглашение Французской республики; сообщения Гершеля о туманностях 1792
Первое издание 1796
Второе издание 1799
Вильям Гершель приезжает в Париж 1802
Гершель разрабатывает свои идеи о туманностях и звездах 1803
Третье издание 1808
Четвертое издание 1813
Публикации последних работ Гершеля 1814, 1817
Пятое издание 1824
Смерть Лапласа 1827
Шестое издание (по гранкам, просмотренным Лапласом) 1835
ИЗЛОЖЕНИЕ СИСТЕМЫ МИРА
Пьер-Симон Лаплас
«Рассуждение о системе мира и о будущем развитии астрономии
(История астрономии разделяется на три четких периода, в
течение которых изучались соответственно сами явления, управляющие
ими законы и силы, определяющие эти законы; таков был путь этой
науки — путь, которому должны были бы следовать и другие
естественные науки. Первый период охватывает наблюдения видимых
движений небесных светил до Коперника, а также создание гипотез,
объяснявших эти движения и позволявших производить нужные
вычисления. Во втором периоде Коперник сделал из наблюдений вывод о
вращении Земли вокруг своей оси и ее обращении вокруг Солнца, а
Кеплер открыл законы движения планет. И наконец, в третьем
периоде Ньютон, исходя из этих законов, вывел закон всемирного
тяготения; затем геометры начали применять этот принцип и получили из
него объяснение всех астрономических явлений и многочисленных
неправильностей в движении планет, спутников и комет. Таким образом,
астрономия явилась решением великой задачи механики... Она
обладает всей достоверностью, которая проистекает из множества и
разнообразия строго объясненных явлений и из простоты принципа,
применяемого для их объяснения. Мы не только не опасаемся, что новая звезда
или планета опровергнет этот принцип, но без колебаний
утверждаем заранее, что движение каждого вновь открытого тела только
лишний раз подтвердит его, в чем мы уже убедились на примере
Урана и недавно открытых астероидов; да и каждое очередное появление
кометы служит новым тому доказательством.)»
Этот исторический обзор, добавленный в пятом издании, показывает,
насколько ясно Лаплас понимал, что законы Ньютона и принцип
всемирного тяготения распространяются — как продемонстрировали в основном
108

работы Гершеля — и на планеты, невидимые невооруженным глазом, и на
звезды, обращающиеся друг вокруг друга далеко за пределами Солнечной
системы. Данные наблюдений Гершеля убедили астрономов, что в их
распоряжении есть средства, с помощью которых можно исследовать самые
отдаленные просторы Вселенной.
«Обратимся же к устройству Солнечной системы и к ее связи
со звездами. Колоссальный шар Солнца, лежащий в фокусе орбит
главных планет, вращается вокруг своей оси с периодом в двадцать
пять с половиной суток; его поверхность покрыта океаном светящегося
вещества, бурные извержения которого образуют меняющиеся пятна,
нередко весьма многочисленные и иногда превосходящие размерами
саму Землю».
Лаплас называет солнечную атмосферу «океаном» — и не в
переносном, а в буквальном смысле слова. В ту эпоху считалось, что Солнце
состоит из твердого внутреннего ядра и жидкого внешнего слоя. Только к концу
XIX века физикам удалось в достаточной мере убедительно описать его
строение: Солнце оказалось чисто газовым образованием, так как
температура внутри него настолько велика, что его ядро просто не может
оставаться твердым.
«Над этим океаном поднимается протяженная атмосфера; именно
в ней и движутся планеты со своими спутниками по почти круговым
орбитам, чуть-чуть наклоненным по отношению к солнечному
экватору. Бесчисленные кометы, приблизившись к Солнцу, удаляются затем
на расстояния, которые доказывают, что владения Солнца уходят
далеко за известные нам пока пределы системы планет. Эта звезда не
только воздействует на все указанные тела, вынуждая их обращаться
вокруг себя, но и изливает на них свой свет и тепло. Ее благотворное
воздействие дозволяет животным и растениям возникать и
распространяться на поверхности Земли, и по аналогии нам следует думать,
что те же самые явления должна она порождать и на прочих планетах,
ибо противоестественно было бы предположить, что материал,
плодоносность которого, как мы видим, развивается столь многими путями,
оказался бы бесплодным на большой планете вроде Юпитера,
обладающего, подобно Земле, сменой дней, ночей и лет, планете, на которой
наблюдались перемены, свидетельствующие о деятельности очень
активных сил. Человек, созданный для температур, благоприятствующих
ему на Земле, по-видимому, не мог бы жить на прочих планетах, но
разве не должно существовать бесконечного количества иных форм,
подходящих для всевозможных температур, царящих на других
небесных телах? Если простые различия в составе и климате создают столь
значительное разнообразие среди земных предметов и существ, то
насколько больше должны быть такие различия у разных планет и их
спутников? Даже наиболее пылкое воображение не в силах показать
нам их образы, но само существование их представляется ^весьма и
весьма вероятным.
Хотя геометрические элементы планетной системы физически друг
от друга не зависят, между ними тем не менее имеются определенные
109

взаимосвязи, которые могут бросить свет на их происхождение. При
внимательном рассмотрении нельзя не поразиться тому, что все
планеты обращаются вокруг Солнца с запада на восток и почти в одной
плоскости, что все спутники обращаются вокруг своих планет в том же
направлении и почти в той же плоскости, как и сама планета, и что,
наконец, Солнце, планеты и все их спутники, вращение которых мы
можем наблюдать, вращаются вокруг своей оси в направлении и
почти в плоскости своего орбитального движения».
Замечательная упорядоченность Солнечной системы послужила
исходной точкой для лапласовской космогонии, как в свое время и для
космогонических теорий Сведенборга и Канта. Ньютон тоже упоминал о ней, но, не
понимая, каким образом она могла возникнуть под воздействием сил,
управляющих планетами в настоящее время, он попросту отказался ломать
голову над этой проблемой, поручил ее заботам Всевышнего и предпочел
усмотреть в строении Солнечной системы доказательство божьего
могущества. Лаплас начал искать другие силы, которые могли бы расположить
планеты на их орбитах.
Чем же, однако, так замечательно расположение планет? Почему
Лаплас считал, что оно требует специального объяснения? Доводы его
были таковы:
«Подобное необычайное явление вряд ли могло возникнуть
случайно; оно заставляет заключить, что все эти движения явились
результатом действия одной причины. Чтобы оценить вероятность
существования такой причины, мы должны учесть, что планетная
система в том виде, в каком она известна нам в настоящее время, включает
семь (одиннадцать) и четырнадцать (восемнадцать) спутников; мы
наблюдаем вращение Солнца, пяти (шести) планет, Луны, спутников
Юпрттера, кольца Сатурна и одной из его лун. Вместе взятые они
представляют собой тридцать (сорок три) тел, движущихся в одном и
том же направлении...
Вероятность того, что такое устройство не является случайным,
составляет четыре миллиона против единицы, то есть она гораздо
выше, чем вероятность подавляющего большинства самых достоверных
исторических событий, сомневаться в которых мы себе не позволяем.
А потому мы должны не менее безоговорочно верить, что некая
первичная причина придала движению планет такое направление,
особенно если вспомнить, что наклон большинства орбит составляет
гораздо менее четверти окружности».
Расчеты Лапласа основывались на следующем предположении. Если
мы увидим на столе ожерелье, нас нисколько не удивит, что его бусины
образуют круг или, скажем, овал, поскольку мы помним про нитку, на
которую они нанизаны. Но если мы вдруг обнаружим, что никакой нитки нет,
то есть что бусины могут рассыпаться по столу в каком угодно порядке, нас
это, несомненно, заинтересует. Мы, вероятно, решим, что такое их
расположение не случайно — они были аккуратно разложены и потому
образовали правильную фигуру. Подобным же образом и Лаплас предположил,
что, хотя выбор форм и расположения орбит планет, определяемых их
110

наклоном и эксцентриситетом (вытянутостью), казалось бы, мог быть
неисчерпаемо разнообразным, на самом деле он весьма ограничен.
Он заявил, что вероятность неслучайного возникновения такого их
расположения составляет четыре миллиона против единицы и что этот факт
более вероятен, чем многие из тех, о которых мы читаем в учебниках
истории. В последующих изданиях в связи с открытием новых спутников и
невидимых простым глазом планет, которые все укладывались в ту же
систему, он увеличил эту вероятность еще в пятьдесят раз.
Эти расчеты дают достаточно оснований, чтобы удивляться
правильности Солнечной системы, однако ссылка Лапласа на вероятность
приводимых в учебниках исторических фактов могла бы смахивать на шутку,
будь юмор более частым гостем в его книгах. Рассуждения о вероятности
в истории внесли в науку много жара, но мало света, так как никому еще
не удавалось априори определить вероятность реализации альтернативных
исторических возможностей.
«Не менее замечательным в Солнечной системе является то, что
орбиты планет имеют форму почти правильных окружностей, тогда
как орбиты комет весьма вытянуты, и среди существующих в
Солнечной системе орбит нет никаких промежуточных ступеней. И вновь мы
вынуждены признать в этом следствие некой закономерности;
случайность никак не могла придать форму почти правильной окружности
орбитам всех без исключения планет. Какая бы причина ни
определила эти орбиты, она, кроме того, создала их в виде почти правильных
окружностей. Та же причина должна объяснить и вытянутость орбит
комет и их движение во всех направлениях, словно их расшвыряли
наугад.
Таким образом, желая обнаружить первопричину, определившую
характер всех движений в планетной системе, мы должны исходить из
следующих пяти фактов: обращение планет совершается в одном
направлении и почти в одной плоскости; вращение всех этих различных
тел, а также Солнца происходит в том же направлении, в каком они
обращаются вокруг Солнца и примерно в той же плоскости; орбиты всех
планет и спутников имеют форму почти правильной окружности, и,
наконец, орбиты всех комет крайне вытянуты, хотя ориентация их и
была предоставлена случаю.
Насколько мне известно, с тех пор как было открыто истинное
строение Вселенной, один только Бюффон попытался проследить
происхождение Солнечной системы. Он предполагает, что некая комета,
упав на Солнце, выбила из него поток вещества, которое затем
соединилось в шары различных размеров, расположенные на разных
расстояниях от Солнца: эти шары, охладившись и став твердыми и
непрозрачными, превратились в планеты и их спутники».
Предположение Бюффона, что планеты вырваны из Солнца каким-то
проносившимся мимо небесным телом, было изложено в очень популярной
«Естественной истории» этого автора, которая выходила том за томом
в годы юности Лапласа, а потому не удивительно, что именно эта теория
представлялась Лапласу наиболее известной, когда он готовил первое
111

издание «Изложения системы мира». Однако тот факт, что вплоть до
шестого издания своей книги он ничего не знает о теории Канта, безусловно
свидетельствует о некоторой его ограниченности.
«Эта гипотеза согласуется с первым из пяти указанных выше
явлений. Так, совершенно ясно, что все тела, образованные подобным
образом, будут двигаться в плоскости, проходящей через центр
Солнца и центр породившего их потока; но остальные четыре явления эта
гипотеза, на мой взгляд, никак не объясняет. Собственно говоря...
согласно этой гипотезе, направление вращения планет вовсе не
обязательно должно совпадать с направлением их орбитального движения...
и то же относится к вращению спутников...
Круговую же форму планетных орбит эта гипотеза не только не
объясняет, но и вступает тут в прямое противоречие с фактами. Если
тело, движущееся по орбите вокруг Солнца, подходит близко к его
поверхности, оно при каждом новом обороте неизменно будет вновь к
нему приближаться; следовательно, если бы планеты были в начале
своего существования вырваны из Солнца, они обязательно
соприкасались бы с ним при каждом новом обороте и их орбиты весьма
отличались бы от правильных окружностей...
И наконец, гипотеза Бюффона никак не объясняет, почему
восемьдесят (сто) открытых до сих пор комет движутся по столь
вытянутым орбитам. Эта гипотеза далеко не согласуется со всеми
перечисленными выше фактами. Но посмотрим, возможно ли установить истинную
причину, породившую их».
Покончив с конкурентом, Лаплас далее выдвигает собственную
гипотезу: Солнце некогда обладало оболочкой колоссальной протяженности.
Лаплас предполагает, что новая, которую в 1572 г. открыл Тихо Браге (см.
гл. 3), могла бы послужить примером такой вздувшейся звезды, и эта идея
довольно близка к современной точке зрения, согласно которой вспышка
новой представляет собой взрыв, стремительно расширяющий верхние
слои звезды.
«Какова бы ни была тогда природа Солнца, оно должно было
заключать в себе все планеты, и если мы вспомним, какие огромные
расстояния разделяют эти тела, то признаем, что флюид этот должен был
простираться чрезвычайно далеко. Чтобы придать планетам движение
почти по окружностям, он должен был охватывать Солнце подобно
атмосфере. Таким образом, рассмотрение движения планет подводит нас
к мысли, что из-за чрезмерного жара солнечная атмосфера
первоначально простиралась за орбиты планет и что постепенно она сжималась
до нынешнего своего протяжения. Это могло произойти по тем же
причинам, благодаря которым знаменитая звезда 1572 г. вдруг на
несколько месяцев воссияла в созвездии Кассиопеи !.
1 Это рассуждение опущено в четвертом и последующих изданиях. Лаплас
приводил звезду 1572 г. в качестве примера изменчивости небес.
112

Значительный эксцентриситет орбит комет приводит нас к тому же
выводу: он указывает на исчезновение большого числа комет, орбиты
которых обладали меньшим эксцентриситетом, словно они погибли,
проходя сквозь какую-то атмосферу. Если это так, в настоящее время
могут существовать только те кометы, которые находились вне
пределов атмосферы в тот период, когда она обладала гигантской
протяженностью, и поскольку мы способны наблюдать только те кометы,
которые подходят совсем близко к Солнцу, теперь нашему наблюдению
доступны лишь кометы, имеющие орбиты с очень высоким
эксцентриситетом. И в то же время мы легко поймем, что ориентация их орбит
и должна быть случайной, так как солнечная атмосфера не могла на
них воздействовать».
К четвертому изданию представления Лапласа о кометах
кардинально изменились. Если в первых трех он писал, что кометы, возможно,
представляют собой обломки, сохранившиеся от первых дней существования
Солнечной системы, то в четвертом он высказывает предположение, что
кометы вообще не состоят с ней в родстве, а могут быть маленькими
туманностями того типа, которые наблюдал Гершель,— они блуждали
между звезд, пока их не захватило Солнце. Эти гипотезы были
исключены из пятого и шестого изданий, но они удивительно напоминают
идеи,, развивавшиеся в последнее время Яном Оортом и Фредом Уипплом:
кометы — это допланетные обломки льда и пыли (оставшиеся у внешней
границы сферы влияния Солнца), орбиты которых меняются в результате
возмущающего действия ближайших звезд; в этом случае вытянутость их
орбит является естественным следствием удаленности места их
возникновения.
Первое ясное упоминание об открытых Гершелем звездах,
погруженных в туманности, появляется в четвертом издании, где Лаплас подробно
разбирает факты, давшие Гершелю основания считать, что подобные
туманности в действительности конденсируются на поверхности звезды.
Лаплас указывает, что естественное развитие этой идеи подводит нас к
следующему заключению: если одна туманность может породить много звезд,
звезды должны наблюдаться группами. По мнению современных
астрономов, наблюдаюмые скопления возникли из огромных облаков пыли и газа,
а многие скопления должны быть относительно молоды, так как
меняющееся воздействие среды и вращение спиральных ветвей Галактики ведут к
их разрушению.
Однако в настоящее время еще не вполне доказано, что туманности,,
описанные Гершелем, действительно представляют собой звезды в
процессе их формирования. Например, газ, составляющий планетарные
туманности, расширяется, а не сжимается, так что звезда выбрасывает вещество,
а не аккумулирует его.
Недавно были открыты группы маленьких красных звезд,
погруженных в плотную туманность, и в настоящее время считается, что они,
возможно, представляют собой зарождающиеся звезды, существование
которых предполагал Лаплас (см. гл. 3).
ИЗ

«В первоначальной 1 стадии, которую мы предполагаем у Солнца,
оно представляло собой туманность, состоящую, как это видно в
телескопы, из ядра, окруженного туманным веществом. Сгущаясь на
поверхности ядра, такая туманность преобразуется в звезду. Исходя из
этого, мы можем вообразить себе более раннюю стадию, которой
предшествуют еще и другие, когда ядро было более разреженным и
светилось слабее. И, прослеживая, насколько возможно, весь этот процесс
в обратном направлении, мы добираемся до туманности, в такой
степени разреженной, что само ее существование можно заподозрить
лишь с трудом.
Таково начальное состояние туманностей, которые Гершель столь
тщательно исследовал с помощью своих мощных телескопов. Он
проследил постепенное сгущение не на примере одной туманности — для
этого потребовались бы века,— но по их совокупности, как мы можем
проследить рост дерева в лесу, сравнивая представителей одной и той
же породы, но разного возраста. Туманное вещество простирается в
небесах на громадные расстояния, и Гершель обнаруживал его в
основном среди звездных скоплений. Он видел, что в некоторых
скоплениях оно лишь чуть сгущается вокруг слабых ядер, в других же ядра
намного ярче окружающей их туманности. Когда атмосферы,
окружающие отдельные ядра, благодаря дальнейшему сгущению отделяются
друг от друга, результатом является множественная туманность,
образованная яркими тесно расположенными ядрами. Иногда туманное
вещество сгущается в однородную туманность, которая носит название
планетарной. И в конце концов более интенсивная конденсация
превращает все эти туманности в звезды. Классифицированные на основе
таких рассуждений туманности убедительно свидетельствуют о томт
что в дальнейшем они преобразуются в звезды. Следующие
соображения могут послужить этому подтверждением.
В течение определенного времени мысли вдумчивых
наблюдателей занимала необычность в расположении некоторых видимых
невооруженным глазом звезд. Митчелл указал, сколь маловероятно,
чтобы звезды, например в Плеядах, были сжаты в тесном отведенном
им пространстве лишь по чистой случайности 2. По его мнению, такие
группы звезд возникли под действием каких-то первичных причин
и отражают некий общий закон природы. Эти группы являются
обязательным следствием сгущения туманностей со множественными
ядрами, так как ясно, что вещество туманностей будет непрерывно
притягиваться к отдельным ядрам и в конце концов образует группу
звезд, подобную Плеядам. Притяжение вещества к двум ядрам
приведет к образованию двух очень тесно расположенных звезд, обра-
1 Следующие четыре абзаца, данные курсивом, имеются в четвертом и
последующих изданиях; Лаплас неоднократно их переделывал.
2 Сходное звездное скопление, насчитывающее около тысячи членов, показано*
на фотографии (см. рис. 13).
114

щающихся друг вокруг друга, подобно двойным звездам, чье
относительное движение было недавно открыто 1.
Таким образом, из этого постепенного сгущения туманного
вещества мы можем и должны сделать вывод, что Солнце было некогда
окружено колоссальной атмосферой, а как мы уже видели, к тому же
выводу нас приводит и исследование особенностей Солнечной системы.
Такое многозначительное пересечение двух противоположных линий
рассуждения придает нашему предположению о существовании этой
ранней стадии Солнца правдоподобие, граничащее с полной
несомненностью...
Но каким образом протяженная атмосфера Солнца породила
вращение планет? Поскольку все эти тела упали бы на Солнце, если бы
проникли в его атмосферу, мы можем заключить, что они
образовывались на последовательно возникавших внешних границах
атмосферы, в областях, где еще оставалась часть вещества, отрывавшегося
по мере сжатия атмосферы по напрашлению к поверхности Солнца.
Мы можем далее сделать вывод, что спутники образовывались
подобным же образом из атмосфер планет...
Рассмотрим теперь области паров, которые сжимающееся
вещество последовательно оставляло позади. По всей вероятности,
вследствие взаимного притяжения молекул эти области также должны
были сжиматься в кольца паров, вращающиеся вокруг Солнца.
Столкновения молекул в каждом кольце будут ускорять движение одних и
замедлять движение других молекул, пока все они, обращаясь вокруг
Солнца, не приобретут одинаковую угловую скорость. Таким образом,
линейные скорости наиболее удаленных от Солнца молекул будут
наибольшими... Если все молекулы кольца соберутся в единообразную
массу, они создадут жидкое или твердое кольцо, но правильность,
которой требует подобное образование во всех частях кольца, сделает
его чрезвычайно редким явлением. По этой причине во всей Солнечной
системе существует лишь один такой пример — кольца Сатурна.
Чаще же всего кольцо паров разрывается на отдельные части, которые
обращаются вокруг Солнца... вращаясь вокруг своей оси в
направлении своего орбитального движения. Но если одна из этих масс
окажется достаточно велика, чтобы притянуть все остальные, кольцо
преобразуется в одно тело...
Перечисленные выше пять особенностей Солнечной системы с
легкостью объясняются этой гипотезой, существование же колец
Сатурна придает ей дополнительное правдоподобие».
Суть гипотезы Лапласа сводится к тому, что сжимающееся Солнце
сбрасывает кольца газа (слова «жидкое или твердое» встречаются только
в третьем издании), которые затем сгущаются в планеты. Сжимающиеся
планеты в свою очередь сбрасывают вещество, из которого образуются их
спутники. На первый взгляд все это поразительно напоминает гипотезу
1 Имеется в виду сообщение Гершеля от 1803 г. об обнаруженном им
обращении двойных звезд одна вокруг другой.
115

Рис. 38. Небулярная гипотеза Пьера-Симона Лапласа.
Согласно этой гипотезе, Солнце возникло в результате сжатия гигантского вращающегося
облака. Лаплас предполагал, что в процессе этого сжатия от облака поочередно отделялись
кольца вещества, из которых образовались планеты.
Рис. 39. Приливная теория.
Эта теория образования планет предполагала, что проходившая мимо звезда вызвала
гигантский прилив на поверхности Солнца и вырвала большое количество газа, из которого затем
образовались планеты. В наши дни считается невероятным, чтобы такой процесс смог
действительно породить планетную систему.
116

Сведенборга, но различия между этими двумя гипотезами гораздо важнее.
Сведенборг предполагал,, что планеты выбрасывались из уже
сформировавшегося Солнца в результате увеличения его размеров и ускорения
вращения. С астрономической точки зрения такое предположение прямо
противоположно лапласовскому.
И той, и другой гипотезе в XX веке пришлось плохо, так как обе они
оставляют без ответа трудный вопрос: каким образом солнечное вещество
Рис. 40. Планетезимальная теория.
В самом конце XIX века астрономы
пришли к выводу, что небулярная гипотеза
Лапласа не в состоянии объяснить,
каким образом вещество Солнца могло
сбрасываться кольцами, а если это
все-таки произошло, то каким образом
из этих колец могли образоваться
планеты Т. Чемберлин и Ф. Р. Мультон
предположили, что вещество
первоначально было вырвано благодаря
приливному воздействию при прохождении
другой звезды, а затем при охлаждении
сконденсировалось в небольшие
частицы («планетезимали». — Ред.), которые
потом слиплись и образовали планеты.
В современных теориях сохраняется
идея Лапласа о существовании
первоначальной одиночной туманности, но
она дополняется идеей Чемберлина —
Мультона об охлаждении, протекающем
в огромном турбулентном облаке.
может собраться в планеты, хотя оно обладает сильнейшей тенденцией
расширяться, а затем вновь оседать на Солнце в виде рассеянного облака?
В 1900 г. Ф. Р. Мультон и Т. К. Чемберлин, изучая сжатие
вращающегося облака газов, обнаружили, что предположение Лапласа
сталкивается с различными трудностями, хотя, как признал Мультон,
опровергнуть его гипотезу нелегко, так как для этого требуется показать «что
такого не могло произойти ни за какое время, ни за какой, даже самый долгий
срок».
Они сформулировали четыре основных возражения:
1. Вещество не будет сбрасываться отдельными кольцами: оно
должно срываться с экваториальной зоны Солнца непрерывным потоком.
2. Даже если предположить,, что кольцо все-таки образуется,
притяжение Солнца разрушит его и не даст ему собраться в нечто целое.
3. Некоторые спутники в Солнечной системе движутся в направлении,
противоположном направлению движения подавляющего большинства ее
членов, а это с помощью гипотезы Лапласа объяснить невозможно.
117

4. Значительная концентрация планетного вещества в Юпитере и
Сатурне заставляет предположить, что солнечная туманность была крайне
неоднородной, а это не согласуется с гипотезой, согласно которой она
постепенно сгустилась из большого облака газа.
В противовес этому Мультон и Чемберлин выдвинули идею,
напоминавшую теорию Бюффона: проходящая мимо звезда вырывает из Солнца
поток газа, закручивает его в спиральную туманность, последняя
распадается на отдельные части и сгущается в капли, а они остывают и
становятся планетами. Этой модели на первый взгляд присущи те же слабости,
которые Лаплас указал у Бюффона, но ее авторы подчеркивают, что более
мелкие обломки могли остыть и затвердеть, а затем слипнуться в большие
массы благодаря столкновениям.
Новейшие теории как бы объединяют отдельные черты этих старых
идей в самых разнообразных сочетаниях. Но в конечном счете различные
космогонии, подобно романам,, представляются истиной главным образом
своим авторам, всем же прочим они скорее кажутся чистыми фантазиями.
«Какова бы ни была судьба этой теории, которую я предлагаю со
всем смирением, подобающим в тех случаях, когда речь идет не о
наблюдениях или вычислениях,, несомненно, что устройство
Солнечной системы обеспечивает величайшую устойчивость при
отсутствии воздействий со стороны каких-либо внешних сил. Бот почему
планеты и спутники движутся по почти правильным окружностям, в
одном направлении и почти в одной плоскости. Эта система будет
лишь слегка периодически колебаться, в общем сохраняя свое
нынешнее состояние. Как видно, природа расположила в небе все так, чтобы
обеспечить устойчивость планетной системы подобно тому, как она
столь чудесно сохраняет на Земле человека и поддерживает вечности
видов».
Это было написано за тридцать лет до того, как Чарлз Дарвин и
Альфред Уоллес выдвинули свои теории,, описывающие происхождение и
эволюцию видов, и отсюда следует, что для Лапласа проблема заключалась
в сохранении живыми существами устойчивости, а не в их изменчивости.
Лаплас как будто считал, что виды отклонились бы от своих
первоначальных форм, если бы не сдерживающее воздействие божественного начала.
Не ясно, что именно убедило Лапласа в «вечности видов», но, скорее всего,
он разделял распространенную в те времена точку зрения: Земля
претерпевает саомые бурные изменения, однако, несмотря на это, человек
остается таким же, каким был много тысяч лет назад, сразу же после своего
сотворения, и, следовательно, он пользуется особой божественной защитой 1.
Вильям Гершель первым описал факты, свидетельствующие о
постепенной эволюции небесных тел, и очень соблазнительно предположить, что
идея эволюционирующих видов, выраженная Лапласом в вышеприведенном
отрывке, родилась под влиянием открытии Гершеля или хотя бы оформи^
1 Здесь автор противоречит собственному намерению причислить Лапласа к
атеистам. В эпоху Лапласа господствовали идеи механистического материализма, вполне
разделявшиеся им самим (см. далее). Почему автор решил заключить рассуждение
о космогонии Лапласа апелляцией к всевышнему, непонятно. — Прим, ред.
118

лась благодаря им. Но такое истолкование опровергается аналогией, к
которой обратился сам Гершель, уподобив последовательность приводимых
им астрономических форм той последовательности, которую можно
проследить в саду. Там, писал он> мы видим одновременно молодые и старые
растения и, изучив их взаимосвязь, можем проследить все этапы их жизни.
Другими словами, Гершель считал, что в небе он наблюдает не эволюцию
видов, но эволюцию индивидов. И с этим соглаюится большинство
астрономов. До сих пор идея видов действительно не играла в астрономии никакой
роли: галактики как будто оставались галактиками, а звезды — звездами.
«Если мои предположения о происхождении планетной системы
верны, устойчивость этой системы оказывается прямым следствием
законов механики. Успешное объяснение этих и некоторых других
явлений позволяет нам считать, что все определяется указанными
законами через более или менее скрытые связи, но лучше просто признаться
в том, что мы не знаем этих связей, чем подменять их воображаемыми
причинами1.
Не могу не указать на то, как далеко отклонился тут Ньютон от
метода, который в остальном он применял столь удачно. Описав в
заключении своих «Математических начал натуральной философии» 2
особенности движения планет (происходящего в одном направлении, в
одной плоскости и почти по правильным окружностям), он добавляет:
«Такое упорядоченное движение не может быть следствием
какой-либо механической причины...»
Но разве не может даже такое упорядоченное расположение
планет быть следствием физических законов? Неужели Верховный Разум,
к которому прибегает тут Ньютон, не устроил бы так, чтобы оно
зависело от некоего более общего явления? Таким явлением, на наш взгляд,
было рассеяние туманного вещества в пределах звездных скоплений
и по всей необъятности пространства.
Можем ли мы все еще утверждать, будто сохранение планетной
системы является одним из повседневных трудов творца природы?
Вопреки предположению Ньютона взаимное притяжение планет не
может изменить устойчивости системы, но даже если бы в пространстве
не было других флюидов, кроме света, одно только его
сопротивление и вызванное его излучением уменьшение массы Солнца в конце
концов уничтожили бы нынешнее расположение планет. Для
поддержания его, несомненно, потребовалось бы некое преобразование. Но
разве не правда, что многие виды вымерших животных, которые
Кювье столь проницательно распознал по их окаменевшим костям, им
описанным, указывают на тенденцию к изменениям даже у самых
устойчивых творений природы? Размеры и значение Солнечной системы
1 В пятом издании Лаплас не поставил тут точку, но закончил фразу так:
«...воображаемыми причинами, придуманными исключительно ради того, чтобы рассеять
наше недоумение относительно происхождения интересующих нас предметов».
2 В пятом издании Лаплас добавил примечание: «Этого замечания нет в первом
издании «Начал». До той поры Ньютон посвящал себя единственно математике,
которую — к несчастью для нее и для ее славы — он покинул слишком рано».
119

не могут сделать ее исключением из этого общего закона, так как
величие ее относительно и существует только для нас — какой бы
гигантской ни представлялась она нам, во Вселенной это лишь
незаметная точка. Если мы обратимся к истории человеческого духа и его
заблуждений, мы обнаружим немало примеров того, как Первопричина
всего сущего отодвигалась к крайним пределам тогдашних знаний.
И если Ньютон поместил ее уже за границей Солнечной системы, то
совсем незадолго до него она помещалась в атмосфере для объяснения
сущности метеоров. В глазах философов все это — лишь
свидетельства невежества, истинные истоки которого пребывают в нас самих».
Далее Лаплас отчетливо демонстрирует собственное механистическое
мировоззрение. Мировоззрение это было порождено успехами ньютоновской
физики и расцвело пышным цветом в XVIII и XIX веках. Согласно ему,
мир представляет собой огромную машину, и если сделать необходимые
измерения и произвести соответствующие вычисления, то можно
предсказать все его будущее. (Судя по некоторым политическим речам Лапласа*
он и общество рассматривал как огромную машину.)
«А теперь бросим взгляд за пределы Солнечной системы.
Бесчисленные солнца рассеяны но необъятному пространству на таких
огромных расстояниях от нас, что самая орбита Земли была бы оттуда
невидима. Аналогия заставляет нас предположить, что и они
являются центрами планетных систем, а наша теория подсказывает, что
аналогия эта верна. Если эти звезды, подобно Солнцу, были наделены
вращением и обладали колоссальными атмосферами, то лишь
естественно заключить, что сгущение их атмосфер привело бы к тем же
результатам. Некоторые звезды демонстрируют замечательные
периодические колебания цвета и яркости: колебания эти указывают на наличие
огромных пятен на их поверхности, а также на вращение, которое то
скрывает эти пятна от нашего взора, то вновь делает их видимыми».
В отличие от Лапласа современные астрономы считают, что колебания
цвета и яркости звезд в подавляющем большинстве случаев не могут
объясняться пятнами на их поверхности. Многие звезды периодически
сжимаются и расширяются, что прямо доказывается изменениями скорости
движения атмосферы. У звездных пар также наблюдаются периодические
колебания блеска, если их орбиты расположены так, что обе звезды
поочередно заслоняют друг друга.
«...Другие звезды появлялись совершенно внезапно и затем через
несколько месяцев исчезали. (Примером этого может послужить
звезда, которую Тихо Браге наблюдал в 1572 г. в созвездии Кассиопеи.
Она быстро превзошла своим сиянием самые яркие звезды и даже
Юпитер — ее можно было видеть и в дневные часы. Затем свет ее
пошел на убыль, и через шестнадцать месяцев после ее открытия она
исчезла. Ее цвет сильно менялся — сперва она была ослепительно белой,
затем кра|Сновато-желтой и, наконец, свинцово-белой, как Сатурн.)
Какие же поразительные перемены должны происходить на этих
огромных телах, чтобы они могли наблюдаться из такой дали!
Подумайте, насколько они должны превосходить все,, что мы видим на поверх-
120

ности Солнца, и как убедительно они доказывают, что природа не
повсюду и не всегда остается одной и той же. Все подобные звезды,
которые позже вновь становились невидимыми, за то время, пока мы могли
их наблюдать, оставались на том же самом месте; итак, в
пространстве существуют огромные тела, возможно, столь же многочисленные,
как и звезды.
Светящееся небесное тело, обладающее плотностью, равной
плотности Земли, и диаметром, в двести пятьдесят раз превосходящим
диаметр Солнца, из-за силы своего притяжения не даст своему свету
достигнуть нас. Таким образом, возможно, что самые большие
светящиеся тела во Вселенной именно по причине своей величины остаются
невидимыми».
Утверждение Лапласа, что чудовищная звезда с плотностью, равной
плотности Земли, и диаметром, в 250 раз превосходящим диаметр Солнца,
будет невидима, само по себе чудовищно — подобная звезда не может
существовать.
Из третьего издания это утверждение исчезло и больше нигде не
повторялось. Интересно отметить, что, согласно общей теории
относительности, небесные светила действительно могут стать невидимыми из-за
колоссальной силы своего притяжения, но при этом они должны обладать
плотностью, во много раз превосходящей плотность лапласовской звезды.
«По-видимому, звезды не только не расположены на равных
расстояниях друг от друга, но, наоборот, собраны в разнообразные
группы, некоторые из коих содержат миллиарды звезд. Это, согласно на-
шей гипотезе, — еще одно следствие их происхождения1. Наше
Солнце и ярчайшие звезды, возможно, входят в одну из таких групп,
которая, очевидно, и опоясывает небо, образуя Млечный Путь. Большое
число звезд, видимых в поле зрения мощного телескопа, наведенного
на Млечный Путь, доказывает гигантскую глубину последнего, более
чем в тысячу раз превышающую расстояние до Сириуса. Весьма
вероятно, что свет, испускаемый большинством звезд, доходит до нас
лишь спустя много веков.
Наблюдатель, удаляющийся от Млечного Пути, в конце концов
будет видеть лишь белые пятнышки света с весьма малым диаметром,
так как рассеяние света, существующее и в самых лучших телескопах,
замаскирует и скроет промежутки между звездами; таким образом,
вполне возможно, что лишенные звезд туманности представляют собой
группы звезд, находящихся чрезвычайно далеко, и они приобрели бы
сходство с Млечным Путем, если бы нам удалось приблизиться к ним.
[В третьем издании это предложение было заменено на более
осторожное «таким образом, вполне возможно, что туманности по большей
части представляют собой группы звезд, находящихся чрезвычайно
далеко, и они приобрели бы внешность Млечного Пути, если бы нам
удалось приблизиться к ним». В четвертом издании оно наконец обре-
1 Эта фраза имеется только в четвертом издании. Изъятие ее, возможно,
объясняется неуверенностью, которая чувствуется в последних работах Гершеля.
121

ло свою окончательную форму: «Таким образом, вероятно, что среди
туманностей есть такие, которые представляют собой группы,
включающие большое число звезд и которые при взгляде на них изнутри
были бы схожи с Млечным Путем».— Авт.]
Расстояния между звездами, образующими группу, по меньшей
мере в сотню тысяч раз превосходят расстояние от Земли до Солнца;
по множеству звезд Млечного Пути мы можем судить о колоссальных
протяженностях таких групп1. Стоит подумать об огромных
промежутках между ними, и воображение теряется перед величием
Вселенной и лишь с трудом может представить, что она имеет пределы.
Из этих соображений, опирающихся на наблюдения, сделанные с
помощью телескопа, следует, что четко очерченные туманности с
хорошо заметными центрами являются при наблюдении с Земли наиболее
неподвижными из всех небесных тел; именно они — те светила, по
отношению к которым можно устанавливать положение звезд1.
...Астрономия в целом является великолепнейшим памятником
человеческому духу, наиболее высоким свидетельством человеческого
разума. Человек, поддавшийся обману своих чувств и опьяненный
самодовольством, долгое время почитал себя центром, вокруг коего
свершается все движение небес, и его тщеславие каралось страхом,
который внушали ему звезды. Столетия труда, наконец, совлекли
завесу, скрывавшую от него систему мироздания. Теперь известно, что
человек обитает на маленькой планете, почти невидимой в огромных
пространствах Солнечной системы, а эта последняя в свою очередь —
всего лишь ничтожная точка в необъятности небесных пространств.
Грандиозные последствия такого открытия сами по себе могут
послужить утешением для человека, несмотря на малое место, отведенное
ему во Вселенной, ибо в них самих содержится доказательство его ее*
личия, так как он измерил небо, обладая для этого лишь такой
крохотной основой.
Так будем же бережно хранить и увеличивать сокровища этого
великого знания — высшего наслаждения мыслящих существ.
Астрономия уже оказала важные услуги мореходству и географии, но
величайшее ее благодеяние состоит в том, что она рассеяла ужас перед
небесными явлениями и уничтожила заблуждения, порожденные
неосведомленностью о наших истинных взаимоотношениях с природой,
заблуждения и ужас, которые вновь возвратятся, если будет погашено
пламя науки, — заблуждения, которые тем более прискорбны, что наш
общественный порядок опирается только на эти взаимоотношения.
ИСТИНА, СПРАВЕДЛИВОСТЬ — вот ее нерушимые законы. И как
же далеки они от нашего собственного опасного софизма, будто иногда
бывает необходимо сбивать с толку, обманывать и подчинять человека
ради его же пользы. Жестокий опыт неизменно доказывает, что эти
священные законы нельзя нарушать безнаказанно».
1 Эти два предложения сохранялись только в первых трех изданиях.
122

Так писал один из самых замечательных математиков в истории
человечества. Готовя четвертое издание своей книги, вышедшее в 1813 г.,
Лащас решил выкинуть заключительные рассуждения о правде и
справедливости и закончил книгу словами: «если будет погашено пламя
науки». Сохранившаяся часть абзаца не оставляет сомнений, что, по
убеждению Лапласа, ключ к спасению человечества находится в руках науки.
Он умер в возрасте семидесяти восьми лет, предохранив себя от
дряхлости, по словам биографа XIX века, «строжайшим воздержанием».
Утверждают, что на смертном одре он сказал: «То, что мы знаем, — так
мало, а то, чего мы не знаем, — колоссально».
ГЛАВА 14. ВТОРОЙ ГЕГШЕЛЬ
Когда Джон Гершель окончил колледж, его больше всего интересовала
математика, но он решил стать юристом. Гершель старший предпочел бы
видеть его священником, однако Джон не согласился: церковь опирается на
самообман, заявил он, а его это не привлекает. Отец ответил: «Столь
прискорбная склонность к подобным чувствам, несправедливость и
высокомерие, которое кроются за ней, выше моего понимания».
О юриспруденции Вильям Гершель сказал так: «Путь ее крив,
извилист и ненадежен. Он столь же исхожен, но скольким людям не удалось
обеспечить себе на нем ЧЕСТНЫЙ кусок хлеба? Этот путь тебе не годится,
да ты и опоздал вступить на него, так как занимался более высокими
предметами». И, ловко обратив аргумент сына) против него же самого, он затем
добавил, что юристы половину своего времени должны заниматься
обманом: ведь «всякий раз, когда выносится судебное решение, обязательно
оказывается, что адвокаты одной из сторон отстаивали неправое дело, то
ли по неведению, то ли обманывая себя, то ли из еще худших
побуждений».
В доводах самого Вильяма не было речи о нравственном долге. Он
просто считал, что священник, «нисколько не в ущерб обязанностям,
которые его кормят, может посвящать много времени совершенствованию в
наиболее изящных родах литературы, в поэзии, музыке, рисовании,
естественной истории, а также небольшим приятным путешествиям». Этот
перечень, явно рассчитанный на то, чтобы соблазнить сына, он еще
продолжил.
В следующих письмах Вильям Гершель заявил, что дело это следует
отложить до зимы, когда они смогут подробно все обсудить на досуге. Он
писал: «Все, что я сумел извлечь из твоего письма, сводится только к
одному: «мне не нравится духовная карьера, я предпочитаю юриспруденцию»,
и по этой причине мне хотелось бы услышать из твоих собственных уст то,
что ты можешь сказать в подкрепление твоего желания. В надежде, что ты
не сомневаешься в любви твоего отца, добавлю только, что я — искренне
твой Вильям Гершель». Джон настоял на своем и в январе 1814 г.
отправился в Лондон, чтобы заняться избранным им предметом.
123

Полутора лет занятий правом оказалось более чем достаточно; Джон
попробовал получить в Кембридже место на кафедре химии, но ему
предпочли другого кандидата, и он стал репетитором в колледже Сент-Джон, а
в июле 1816 г. получил степень магистра и был избран членом факультета
этого колледжа. Преподавание он возненавидел («Я растолстел, обленился
и поглупел. Причиной тому — натаскивание учеников, и ведь ни одному
из них я так и не сумел вбить в голову, чего я от него добиваюсь») и дал
зарок никогда больше не брать места, связанного с необходимостью учить.
Летом Джон навестил отца, когда тот заканчивал свою, как они оба,
вероятно, понимали, последнюю значительную работу. Вильяму было
семьдесят восемь лет, и они с Каролиной почти совсем перестали вести
наблюдения. Но перед ними еще стояла гигантская задача завершить каталоги
туманностей и двойных звезд, а для заполнения пробелов требовались
дополнительные измерения. Десятого октября 1816 г. Джон написал одному
из своих друзей, математику Чарлзу Бэббеджу, что он согласился
заняться астрономией. Он не пытался скрыть, как это его угнетало:
«В понедельник я еду в Кембридж, где пробуду ровно столько
времени, сколько потребуется, чтобы расплатиться по счетам, собрать
книги и надолго — если не навсегда — распрощаться с университетом...
Как тебе хорошо известно, я имел обыкновение немилосердно бранить
Кембридж, но, честное слово, теперь, когда я его покидаю, у меня
сердце разрывается. Я намерен под руководством отца заняться серией
наблюдений, продолжив их с того, на чем он остановился (ведь теперь
он совсем прекратил систематические наблюдения), и вести дальше по
его примеру изучение небес с помощью мощных телескопов».
Шесть лет спустя Вильям Гершель умер. Из всех хвалебных речей,
произнесенных над его могилой, одна кажется в наши Дни особенно верной.
Она принадлежит французскому математику Жану Фурье:
«Влияние великих людей простирается далеко в будущее, и в день
их смерти еще нельзя вполне оценить плоды их трудов. Картину небес,
созданную Вильямом Гершелем, грядущие поколения будут
сравнивать с новыми наблюдениями; представление человечества о небе
может в своих частностях измениться, но и в те отдаленные времена
память о Гершеле будет еще жива. Имя его, врученное благодарной
науке, вовеки будет ограждено от забвения».
Месяц спустя Каролина уехала в Ганновер, где прожила еще двадцать
шесть лет и скончалась на девяносто девятом году, до самого конца не
утратив ясности мысли, поддерживая постоянную переписку с
племянником, который неоднократно ее навещал. Она получила немало наград —
в том числе золотую медалъ от прусского короля.
Джон унаследовал от отца недурное состояние — значительно
пополненное деньгами, вырученными от продажи телескопов,— и следующие
двадцать лет занимался оптикой, физикой и астрономией, не стесненный
никакими материальными заботами. В 1833 г. он забрал семью,
состоявшую тогда из жены и троих детей, а также двадцатифутовый отцовский
124

телескоп и отправился на мыс Доброй Надежды, где за четыре года собрал
богатый урожай созвездий и звезд южного полушария. Телескоп был
установлен около удобного загородного дома, в котором семья вела
идиллическое существование. Гюнтер Буттман пишет:
«Трудно назвать ту ветвь науки, которая не привлекла бы
внимания Гершеля за четыре года, проведенные им в Фельдхаузене, хотя
интерес его порой быстро угасал или был чисто любительским. В его
дневнике упоминаются физические и химические опыты — он устроил
себе лабораторию в сарае неподалеку от дома и там же хранил
оборудование для полировки зеркал своих телескопов. Красивая и
незнакомая растительность в окрестностях Фельдхаузена побудила Гершеля
заняться ботаникой... Он вернулся в Англию с внушительной
коллекцией луковиц различных растений, которые затем почти все преподнес
Королевскому садоводческому обществу для дальнейшего их
разведения».
(Чарлз Дарвин во время своего путешествия на «Бигле» побывал в
Фельдхаузене, и на него произвели большое впечатление скромность и
застенчивость Гершеля.)
Для Джона Гершеля эти годы в Африке были на редкость
плодотворными и явились высшим взлетом и завершением его карьеры как
астронома-наблюдателя. В большом томе, озаглавленном «Результаты
астрономических наблюдений, проводившихся в 1834—1838 годах на мысе Доброй
Надежды», он опубликовал списки южных туманностей и двойных звезд,
рассказал о наблюдениях за солнечными пятнами и кометами, а также
обсудил природу туманностей. Его замечания о природе туманностей
особенно важны, потому что он был как никто другой подготовлен к ее
обсуждению, но кроме того, они показывают, что Джон Гершель недостаточно
хорошо разбирался в природе света. Он утверждал, что газ сам по себе не
способен испускать свет — светиться могут только твердые частицы. Он
писал: «Воздух, как бы интенсивно его ни нагревали (если он совершенно
чист от пыли), не дает света... Несомненно, что тем слабым светом, которое
дает пламя смеси кислорода с водородом, оно обязано примесям». Однако
тут он ошибался, как было доказано двадцать лет спустя в лабораторных
опытах с сильно нагретыми парами. Теперь мы знаем, что любое
вещество — и чистое, и с примесями — светится, если его в достаточной степени
нагреть. Разреженный газ будет излучать свет определенных цветов,
плотные газовые образования, такие, как Солнце, будут испускать все цвета
независимо от своего состава К
Джон Гершель считал, что Вселенная заполнена разреженным
веществом, не способным светиться, но содержащим в себе смесь твердых и
жидких частиц, которые и испускают свет. В неразрешаемой телескопом
туманности твердые частицы, возможно, очень мелки и распределены
равномерно — тут он упомянул о свечении моря, вызываемом мельчайшими
1 Имеется в виду, что прозрачный для собственного излучения, оптически
тонкий слой нагретого газа будет испускать линейчатый спектр, в то время как
оптически толстый газовый слой светится, как абсолютно черное тело, то есть испускает
яепрерывный спектр. — Прим. ред.
125

Рис. 41. Магеллановы Облака на небе южного полушария.
Эти светлые пятна, открытые Магелланом, лежат в стороне от Млечного Пути и ясно видны
в безлунные ночи. Большое Облако (слева) включает в себя много малых туманностей,
переменных звезд и звездных скоплений. Малое Облако (справа), хотя оно и выглядит более
простым по строению, почти не уступает Большому по разнообразию входящих в него объектов.
Поскольку Магеллановы Облака невидимы в северном полушарии, ими мало кто
интересовался до тех пор, пока Джон Гершель не подчеркнул их исключительный характер. Теперь их
считают неправильными галактиками, ближайшими соседями Млечного Пути, хотя они и
расположены за его пределами.
организмами, — или же она может состоять из очень слабых звезд. Способа
установить это, писал он, не существует, как невозможно и провести
четкую границу между различными типами туманностей.
126

Если не считать списков звезд и туманностей южного полушария,
наиболее существенным в этой работе Джона Гершеля было описание
Магеллановых Облаков, двух туманностей, расположенных чуть в стороне от
Млечного Пути и видимых только в южном полушарии. На рисунках
Гершеля, сделанных при наблюдении невооруженным глазом, меньшее Облако
представлено в виде более или менее круглого пятна, а большее — как
удлиненное пятно со слабо выраженной спиральной структурой. По его
словам, они были «весьма заметны» в темные ночи, но исчезали даже в не
очень сильном свете Луны. В Магеллановых Облаках он обнаружил
всевозможные астрономические объекты — отдельные звезды, скопления и
туманности: крайне важный результат, так как все они должны были находиться
примерно на одинаковом расстоянии от Земли, и, следовательно,
различия их внешнего вида могли объясняться только различиями в строении,
Гершель призывал астрономов предпринять подробное изучение этих
Облаков, но тем не менее из-за отсутствия в южном полушарии больших
телескопов они оставались неизученными вплоть до первых десятилетий
XX века. Теперь установлено, что они представляют собой звездные
системы, лежащие вне пределов нашего Млечного Пути, и дают ценную
возможность сравнивать различные типы звезд и скоплений.
Вернувшись в Англию, Джон Гершель прекратил наблюдения. Ему
было тогда сорок шесть лет, и он твердо решил, что опубликование
полученных им результатов ознаменует окончание его исследований. И
действительно, он так и не установил вновь двадцатифутовый телескоп, а
сорокафутовый был торжественно разобран в 1840 г., и в его гигантской трубе
нашли приют тщательно запечатанные инструменты Вильяма Гершеля.
В течение десяти лет после возвращения из Африки Джон Гершель
готовил публикацию своих наблюдений и экспериментировал с новым
процессом, который он назвал фотографией. Узнав, что нудная процедура
дагерротипирования заменена новым методом с использованием солей
серебра, он благодаря своим познаниям в химии и оптике сумел в какой-то
мере повторить ситуацию с Галилеем и зрительной трубой; зная о том, что
уже было сделано, он сделал это сам: он заново изобрел фотографию и внес
в нее существенные улучшения. Первый фотографический «негатив»
(термин, введенный им) на стекле запечатлел демонтированный телескоп его
отца. Опоры телескопа давали удобнейшие возможности для проверки
оптики его аппарата — несомненно, потому он и выбрал такой сюжет, —
однако этот снимок, кроме того, как бы символизирует все содержание жизни
Джона Гершеля: завершение и сохранение трудов отца в сочетании с его
собственным изобретением.
В 1847 г. он закончил опубликование результатов своих наблюдений
на мысе Доброй Надежды и занялся популяризацией астрономии. Это
удалось ему как нельзя лучше, и его книга, которую стали называть
«Астрономией Гершеля», за период 1849—1873 гг. выдержала двенадцать изданий
(если это и не рекорд, то, во всяком случае, достаточно убедительное
свидетельство популярности его книги). Он писал понятно, хотя порой и
многословно, не особенно ярко, но с теплотой и искренним уважением к тем, о
чьих трудах он рассказывал, и в целом последовательные издания его кни-
127

ги представляют собой уникальную астрономическую хронику того
периода.
В 1857 г. вышел сборник его эссе, в который были включены
переводы из Шиллера, а также несколько его собственных стихотворений,
показывающих, какие романтические мысли обитали под его буйной
шевелюрой. Одно из стихотворений носит явно автобиографический характер. Это
восхваление науки.
Прекрасная наука, твой я вновь,
Усердно я служу тебе, как встарь.
Тебе я отдал первую любовь,
Свой дар я возложил на твой алтарь.
На краткий срок оставил я твой путь,
Но знала ты — тебя я не забыл,
Меня не пожелала упрекнуть.
Твой дивный облик — тот же, что и был,
И в сердце пробуждает прежний пыл.
В тебе пленяет мыслей красота,
Высоких истин кладезь ты, и я
Ищу их, но владеет мной и та,
Кому открыты тайны бытия, —
Поэзия-
Стихотворение это, несомненно, содержит намек на годы пребывания
Джона Гершеля на посту директора Монетного двора: в возрасте
пятидесяти семи лет Гершель вдруг резко изменил свою жизнь и занялся
административной деятельностью, но через четыре года оставил ее из-за
нервного расстройства. Буттман предполагает, что Гершелем могли руководить
финансовые соображения или же «не только личные интересы, но и
убеждение, что он нравственно обязан отдать свою энергию и способности на
службу своей стране, хотя это и означало отказ от научной деятельности.
Это ошибочная предпосылка была порождена той скромностью, с какой
он всегда оценивал свои научные достижения, — он не понимал, что в роли
ученого приносил своей стране гораздо больше пользы, чем на
административном посту».
Однако Буттман признает, что «истинные побуждения Гершеля,
вероятно, так и останутся тайной».
Само стихотворение Гершеля говорит нам об этом довольно мало,
однако оно свидетельствует о его потребности как-то объяснить свое
решение. А может быть, в нем следует видеть признание того конфликта между
наукой и искусством, который таился в душе его автора.
Выйдя в отставку в 1855 г., Гершель до самой смерти в 1871 г. вел
уединенную жизнь. Его последние годы были спокойными и, по-видимому,
счастливыми. Он занялся кропотливым трудом по подготовке
окончательных вариантов каталогов туманностей и двойных звезд, которые начал
его отец.
Джулия Мария Камерон, знаменитая английская женщина-фотограф,
часто гостила у Гершелей в этот период, и ее портрет Джона (рис. 42),.
несомненно, следует признать настоящим шедевром ранней фотографии —
128

Рис. 42. Джон Гершель (1792—1871), единственный сын Вильяма.
Он провел четыре года в Южной Африке, продолжая исследования отца, но уже в небе
южного полушария. Позже он занялся популяризацией науки. Джон Гершель сделал очень
много для разработки нового процесса, который он назвал фотографией.
как мало в нем от безмятежности, которой в том же возрасте был
проникнут весь облик его отца!
Оценивая себя в письме к другу, написанном в 1826 г., когда ему было
тридцать четыре года, Джон Гершель признается в дилетантизме. Он
говорит, что в какой-то мере из тщеславия хотел бы, чтобы его вклад в
науку рассматривался как вклад любителя, а не профессионала: «...возможно
129

также, в этом повинно смутное сознание, что мне не суждено... проложить
новые пути в великих отраслях человеческого знания, и скорее я
предназначен для того, чтобы бродить по берегу океана науки и подбирать
камешки и раковины, ради удовольствия располагать их поудачнее и любоваться
ими».
Здесь он перефразирует Ньютона !, и мне кажется, эти слова Джона
Гершеля помогают нам понять, как глубоко он отличался от своего отца.
Джон Гершель, несомненно, знал, что от него ждут великих свершений, и
видел в этом тяжкое бремя — бремя, которое он блистательно нес,
занимаясь астрономией, хотя и предпочел бы сложить его с себя. (Однажды,
будучи, по-видимому, в угнетенном настроении, он воскликнул, что хотел
бы разбить все зеркала и переплавить все телескопы.) Если он щеголял
дилетантизмом и от минералогии кидался к ботанике, от ботаники к химии
и так далее, то делал он это, возможно, для того, чтобы мир не мог за ним
угнаться и нацепить на него ярлычок.
Смерть Гершеля повсюду вызвала глубокое сожаление. Буттман
пишет:
«Его оплакивали не только потому, что из жизни ушел человек,
столь богато одаренный и в интеллектуальном, и в нравственном
отношениях, но и потому, что с его смертью кончилась целая эпоха —
эпоха интеллектуальной универсальности... Гершель отнюдь не
являлся единственным человеком своего времени, воплощавшим идеал
универсальных знаний — ив Англии и в других странах было немало
таких людей,— но он воплощал его с наибольшим совершенством».
О нем было также сказано: «Он обогащал все, к чему бы ни прикасался».
ГЛАВА 15. ЛОРД РОСС ОТКРЫВАЕТ
СПИРАЛЬНЫЕ ТУМАННОСТИ
Уильям Парсонс родился в 1800 г. и в двадцать один год уже был
членом парламента. Однако молодой аристократ увлекался механикой,
конструированием сложных механизмов и вскоре занялся астрономией.
Роберт Болл — астроном, хорошо знавший его в более поздние годы, —
указывает в биографической заметке:
«Как-то он при мне рассказывал, почему посвятил себя
астрономии. По его словам, располагая досугом и средствами, он начал
сознательно обдумывать, чему целесообразнее всего отдать этот досуг и
средства... Он решил, что сооружение больших телескопов было
искусством, не получившим после Вильяма Гершеля никакого дальнейшего
развития. Вот так создание больших телескопов стало делом его
жизни».
' «Не знаю, каким меня видит мир, но себе я кажусь мальчиком, который играл
на морском берегу и развлекался, время от времени подбирая камешек поглаже,
раковину покрасивее обычных, в то время как передо мной лежал никем не открытый
великий океан истины».
130

В 1827 г. Уильям Парсонс, продолжая работы Гершеля, начал серию
опытов по отливке больших металлических зеркал, так как был убежден,
что большие прозрачные линзы — единственные конкуренты зеркал — не
могут с ними соперничать. История подтвердила его правоту. Самые
большие из успешно применявшихся линз были изготовлены через полвека
после Парсонса. Диаметр их равнялся всего сорока дюймам (около одного
метра), и света они собирали в четыре раза меньше, чем парсоновский
телескоп. Изготовлять линзы труднее, чем зеркала, потому что свет должен
проходить сквозь них, а не отражаться от их поверхности. Отполировать
любую поверхность относительно легко, но внутренние напряжения в
стекле вызывают отклонения проходящего сквозь него света, и особенно
коварными эти напряжения оказываются в больших линзах 1.
Парсонс отливал свои зеркала из спекулума (зеркального металла. —
Ред.) — того же сплава олова и меди, которым пользовался Гершель.
Коэффициент отражения этого сплава почти так же высок, как у серебра,—
отполированная поверхность отражает около двух третей падающего на нее
света и только около трети поглощает. Отливка таких зеркал ставила
нелегкие проблемы: если состав сплава изменяли так, чтобы повысить
коэффициент отражения, зеркало оказывалось очень хрупким и могло
растрескаться в процессе изготовления. Таким образом, подбор составных частей
сплава превращался в своего рода лотерею. Парсонс в довольно унылых
тонах описывает задачу, стоящую перед тем, кто намерен посвятить себя
изготовлению зеркал:
«Разумеется, он начнет с отливки. Земляные изложницы
недостаточно вместительны, и приходится использовать либо чугунные
изложницы, либо тигельную печь. Если он воспользуется чугунными
изложницами, то, прежде чем большое количество спекулума — например,
полтора или два центнера — нагреется в достаточной степени для того,
чтобы начать отливку, он обнаружит, что металл поглотил частицы
чугуна и уже испорчен, а может быть, если ему не повезет еще
больше и огонь будет поддерживаться неправильно, металл проест чугун и
вытечет. Тогда придется прибегнуть к тигельной печи. Тут
начинаются свои трудности, ибо необходимо как-то предотвратить
непрерывное изменение качества металла, происходящее из-за того,
что столь большая его поверхность подвергается воздействию пламени.
Когда металл все-таки будет выплавлен, нужно закалить его. И тут
зеркало разлетится на куски, еще не остыв, если только используемый
сплав будет менее блестящим, менее белым и во всех других
отношениях хуже наилучшего спекулума».
Один его коллега писал: «Сплав невообразимо хрупок. Достаточно
самого незначительного удара или даже неравномерного нагревания, чтобы
от него отломился значительный кусок; хотя он тверже стали, поверхность
его трескается чрезвычайно легко и он обладают склонностью к
кристаллизации».
1 Есть еще целый ряд причин, заставляющих предпочесть отражательную
оптику преломляющей при конструировании крупных телескопов (см. гл. 16, с. 140).—
Прим. ред.
131

Парсонс обнаружил, что значительную часть трудностей можно
преодолеть, сделав зеркало из нескольких тонких слоев блестящего спекулума,
наложенных на основу из необработанного прочного сплава. В собственной
лаборатории с помощью обученных им людей Парсонс изготовил
тридцатишестидюймовое зеркало и смонтировал его в трубе длиной в двадцать
шесть футов. Этот телескоп собирал примерно в четыре раза больше света,
чем «рабочая лошадка» Гершеля — двадцатифутовый телескоп с
девятнадцатидюймовым зеркалом, — а поверхность его зеркала отражала свет
гораздо лучше. Парсонс так и не узнал в точности, превзошел ли его
телескоп сорокафутовое чудовище Гершеля. (Кое-кто утверждал, что
сорокафутовый телескоп Гершеля оказался неудачным, и настойчивость, с какой
друзья Гершеля опровергали это подозрение, скорее указывает на то, что
оно могло быть вполне справедливым.)
Парсонс оставил парламент в 1834 г., а в 1840 г. были опубликованы
первые результаты, полученные им с помощью тридцатишестидюймового
телескопа. Его друг священник Томас Робинсон представил этот доклад
Ирландской королевской академии наук, предварив его замечанием:
«Описывая, какой выглядит Луна в этом инструменте, трудно сохранить
надлежащую трезвость речи».
В 1841 г. после смерти отца Парсонс стал третьим графом Россом.
Ободренный удачей с тридцатишестидюймовым телескопом, новый граф
Росс взялся за изготовление телескопа с семидесятидвухдюймовым
зеркалом и фокусным расстоянием в пятьдесят футов. Он отлил зеркало в
апреле 1842 г., после чего ему предстояло прошлифовать в двухметровом
металлическом диске вогнутость глубиной в сантиметр. Этот огромный труд
был завершен до конца года, и в замке Берр на севере Ирландии началась
установка телескопа. Еще через год телескоп был закончен, и летом 1844 г.
приступили к полировке зеркала. К февралю 1845 г. «работа настолько
продвинулась, что инструментом уже можно было пользоваться без какой-
либо опасности для жизни». Верхний конец пятидесятифутовой трубы
закрепили на цепи, перекинутой через неподвижный блок к вороту,
который вращали два чедовека. Все это сооружение было подвешено между
двумя каменными опорами, поставленными с восточной и западной сторон
телескопа, так что поле его обзора ограничивалось узкой полосой неба от
южного горизонта до северного.
Роберт Болл описывает впечатление, которое телескоп производил на
посетителей:
«На обширной лужайке, спускающейся от замкового рва к озеру,
стоят две величественные каменные стены, высотой значительно
превосходящие обычный дом. Они украшены башенками и увиты
плющом. Приблизившись, посетитель видит между ними нечто,
напоминающее положенную набок пароходную трубу. Подойдя еще ближе, он
обнаруживает, что это колоссальная деревянная труба шестидесяти
футов длиной и более шести футов в диаметре. Собственно, она так
толста, что в нее может не сгибаясь войти высокий мужчина... Поистине,
это самый большой инструмент, когда-либо создававшийся для
обозрения небес».
132

Однако замечателен этот инструмент был не только своими размерами,
но и тем, что он совершенно не походил на другие современные ему
телескопы. «Астроному в Парсонтауне пришлось... соорудить хитроумную
систему лестниц и галерей, чтобы добираться до жерла огромной трубы».
Еще до того, как телескоп был закончен, Росс предпринял попытку
посмотреть с его помощью на Большую туманность Ориона. Но погода
стояла отвратительная, и в течение месяца так ничего и не удалось увидеть,
а затем зеркало было снято для заключительной полировки.
Когда установилась ясная погода, Росс и Робинсон начали одну за
другой разглядывать туманности по спискам Джона Гершеля. Вскоре
оказалось, что очень многие из этих туманностей им удается разрешить на
отдельные звезды, и такой успех навел их на мысль, что и все туманности
могут состоять из звезд. Они писали: «Значительное число скоплений
всегда будет оставаться неразрешимым для любого инструмента просто из-за
дальности расстояния. И если окажется, что все без исключения более
яркие туманности разрешаются этим телескопом, то с философской точки
зрения было бы неправильным отказать в универсальности предположению
Джона Гершеля, что «туманность — по крайней мере в большинстве
случаев — есть не что иное, как скопление отдельных звезд».
Один объект представлял
особый интерес. Пятьдесят
первая туманность в каталоге Мес-
сье и Мешена была описана
следующим образом: «Очень
слабая туманность без звезд...
Мессье открыл эту туманность
13 октября 1773 г., наблюдая
комету, появившуюся в
указанном году. Ее можно с большим
трудом увидеть в телескоп
длиной в три с половиной фута,
^Ь несена на карту кометы
1773—1774 гг. Она двойная и
каждая часть имеет очень
яркий центр... Обе атмосферы
соприкасаются, причем одна
слабее другой. Несколько раз
рассматривалась повторно».
Рис. 43. Зарисовки лорда Росса.
Шаровое скопление разрешено на
звезды (вверху), и ясно видно волокнистое
строение Крабовидной туманности.
Именно на основании этих зарисовок
Крабовидная туманность и получила
свое название. Сравните это
изображение с фотографией в красных лучах,
приведенной на рис. 44. Человеческий
глаз менее чувствителен к излучению
волокон, чем фотопластинка.
133

Рис. 44. Крабовидная туманность, М 1.
Впечатление стремительного расширения туманности было подтверждено измерениями
движения отдельных волокон. Эта туманность — след звездной вспышки, которая произошла
в 1054 г.
В 1833 г. Джон Гершель опубликовал схематическое изображение
этого объекта в виде кольца с центральным сгущением. В своей
юго-западной части кольцо было двойным. Гершель отметил, что «при условии, если
это кольцо состоит из звезд, для наблюдателя, находящегося внутри него,
оно будет выглядеть совершенно так же, как Млечный Путь». Затем он
задал вопрос: «Означает ли это, что у нашей системы есть сестра,
обладающая реальным физическим сходством с ней и аналогичным строением?»
Таким образом, он одним из первых предположил, что Млечный Путь
представляет собой кольцо из звезд, а Солнце находится внутри него.
134

К концу XIX века большинство астрономов приняло эту идею, так как она
отлично объясняла, почему небо являет собой россыпь ярких звезд на
первом плане и облака очень слабых звезд — на втором.
С помощью своего семидесятидвухдюймового телескопа Росс проверил,
насколько правильно описал Гершель объект М 51, названный так потому,
что он значился в каталоге Мессье и Мешена под пятьдесят первым
номером. Он указал: «Если бы центр отсутствовал, мы имели бы тут кольцевую
туманность, и если бы плоскость этого кольца была параллельна линии на-
Рис. 45. Спиральная туманность М 51, зарисованная лордом Россом.
С помощью своего семидесятидвухдюймового телескопа лорд Росс установил, что эта
туманность обладает спиральным строением, а затем обнаружил множество других подобных же
туманностей. Сравните это изображение с современной фотографией (см. рис. 46).
шего зрения, она стала бы одним из тех лучей с ярким ядром и
параллельной полосой или туманностью-спутником, которые так часто встречаются в
каталоге (Джона Гершеля. — Авт.)».
Вскоре после первой вылазки лорда Росса в небеса в Ирландии из-за
неурожая картофеля начался голод, за которым последовала эпидемия
тифа, и лорд Росс на два года оставил астрономию, ибо, по словам
Робинсона, он был «не такой человек, чтобы искать знаний или удовольствия в
небесах, когда его забот требовала земля, а поэтому посвятил всю свою
энергию тому, чтобы облегчить бедствие в настоящем и оградить от него
будущее». Он вернулся к телескопу только через три года, в 1848 г., когда
«тяжелые дни» миновали.
135

Рис. 46. Спиральная туманность М 51.
Эту фотографию, полученную на Ликкской обсерватории Калифорнийского университета с
помощью стадвадцатидюймового телескопа, следует сравнить с рисунком лорда Росса
(см. рис 45). Туманность считается двойной галактикой, и внешняя ветвь ее явно
деформирована (смещена от центра. — Ред.) воздействием ее спутника.
Вновь исследовав объект М 51, он убедился, что у этой и у некоторых
других туманностей можно заметить спиральное строение. Он тщательно
измерил и зарисовал обнаруженные спирали в надежде, что с течением
времени удастся заметить их вращение. Однако обнаружить это движение
ему не удалось.
На сделанном им рисунке объекта М 51 (рис. 45) ясно видна четкая
спираль, гораздо более сложная, чем кольцо, которым она представлялась
раньше. Оценивав как чужие, так и свои собственные наблюдения, Росс
отметил все большее усложнение видимого строения изучаемых объектов:
Как мы замечаем, с каждым последующим возрастанием
оптической силы (инструментов.— Ред.) ее строение становится все более
сложным и все более непохожим на то, что мы могли бы представить
себе, исходя из любых форм, возникающих по законам динамики...
136

Рис. 47. Спиральная туманность М 81.
Весьма типична замечательная симметричность этой спирали, состоящей из двух ветвей.
Можно различить тонкие темные полосы пыли в центральных областях и многочисленные
яркие звезды и скопления во внешних частях спиральных ветвей
Связь спутника с большой туманностью... усугубляет... трудность
создания приемлемой гипотезы. Представляется в высшей степени
сомнительным, что бы такая система могла существовать без
внутреннего движения».
Открытие в туманностях спиралей вызвало среди астрономов огромное
волнение, так как они надеялись, что выявленное строение этих объектов
137

даст ключ к разгадке их природы, а также существующих в них
внутренних сил и движений. Вывод о том, что спирали эти вращаются,
представлялся неизбежным, однако Росс отказался строить какие-либо
умозрительные заключения, подчеркивая, что для этого имеется еще слишком мало
данных. По-видимому, он считал, что спиральные туманности состоят из
звездных облаков. Он писал:
«В настоящее время было бы бессмысленным гадать о
динамическом состоянии подобной системы — оно, очевидно, должно быть
гораздо более сложным, чем у обычных шаровых скоплений, которые
сами по себе уже достаточно сложны. Их сходство с предметами,
плывущими в водовороте, разумеется, должно дать толчок воображению,
хотя существование там таких условий невозможно. Еще более
соблазнительная гипотеза может родиться, если рассмотреть орбитальное
движение в сопротивляющейся среде, но все такие догадки ведут в
тупик».
Позже Росс писал: «Если некоторые явления удается разглядеть лишь
с большим трудом, сознание может оказать незаметное воздействие на
зрительное восприятие, а потому всякая априорная теория способна стать
источником заблуждения и умозрительные рассуждения также таят в себе
опасность». В дальнейшем история изучения спиральных туманностей, к
сожалению, достаточно наглядно подтвердила это его опасение: сам Росс
зафиксировал несколько спиралей там, где теперь наличие их отрицается.
Но у медали есть и другая сторона: многие астрономы смогли с помощью
своих менее мощных телескопов увидеть спиральные структуры только
после того, как их обнаружил лорд Росс.
В 1843 г. лорд Росс был избран президентом Британской ассоциации
содействия развитию науки 1 — он принял эту честь с «великим трепетом,
который невозможно не испытывать в присутствии людей, столь
отличившихся в различных областях человеческого знания... Я не искал этого
поста, мысль о котором вызывает у меня лишь неловкость. Быть
председателем на вашем собрании — такая высокая честь, что самое стремление к ней
было бы уже свидетельством тщеславной самоуверенности и дерзости, в
которых я неповинен и о которых не мог бы и подумать. Лишь получив
сообщение из Манчестера о том, что Ассоциация сделала свой выбор, я
узнал о выдвижении моей кандидатуры».
В наши дни было бы удивительно, если бы кандидат в какие бы то
ни было президенты не знал, что его выдвигают на такой пост, и трудно
представить себе, как что-либо подобное могло произойти и во времена
Росса. Это его признание и тот факт, что за него часто выступал Робинсон,
создает впечатление, что Росс был поглощен другими делами. Его «трепет»
и ощущение «неловкости» говорят о том, что он чувствовал себя чужаком,
которого насильно втолкнули в священный круг служителей науки. Он
исполнил свои обязанности с большим достоинством, обойдясь простой
речью о «триумфальной» роли Британской ассоциации в развитии науки.
1 Эта организация существует и в наше время. — Прим. ред.
138

Невольно кажется, что Росс описывал себя, когда говорил: «Человек,
занятый житейскими заботами на изменчивой сцене жизни... не может не
взирать с удивлением и, позволю себе сказать, с радостью на столь
большое собрание (да еще в нашей стране), которое полностью свободно от
политики».
Астрономические наблюдения Росса продолжались двадцать лет, хотя
с течением времени он все больше и больше доверял телескоп своим
помощникам. Роберт Болл писал: «Мне кажется, все, кто близко знал лорда
Росса, согласятся, что его более увлекали механические процессы,
связанные с изготовлением телескопа, чем сами наблюдения с помощью этого
телескопа. И один человек, особенно хорошо с ним знакомый, утверждал
даже, что лорд Росс утратил всякий интерес к своему большому телескопу,
едва был вбит последний гвоздь».
Вскоре после смерти Росса рисунки туманностей, сделанные им и его
помощниками, стали из-за применения фотографии достоянием прошлого,
однако именно телескоп Росса помог открыть новый вид астрономических
объектов — спиральные туманности. Росс исследовал формы спиралей,
измерял местоположение узлов, концов прядей и формы изгибающихся
светлых волокон. Он еще раз доказал, что более внимательный обзор неба
снова и снова открывает в нем восхитительную сложность деталей. Благодаря
этому, а также благодаря отказу Росса от чисто умозрительного
теоретизирования его научная карьера может послужить иллюстрацией того,
насколько далеко ушла современная астрономия от астрономии древних
греков.
Огромный телескоп и обслуживающие его оптические мастерские
привлекали посетителей со всего мира. Роберт Болл писал: «Его дом в Парсон-
тауне стал одним из замечательнейших научных центров Великобритании.
Там время от времени собирались все ведущие ученые страны, а также
многие прославленные иностранцы».
Однако свои последние годы лорд Росс провел в относительном
уединении, нарушавшимся лишь поездками в Лондон во врямя «сезона» и
путешествиями на яхте. Он умер в возрасте шестидесяти семи лет.

ЧАСТЬ ТРЕТЬЯ
РАЗРЕШЕНИЕ ЗАГАДКИ
ГЛАВА 16. РОЖДЕНИЕ НОВОЙ АСТРОНОМИИ
В начале XIX века некий философ (Огюст Конт, основатель
позитивизма. — Ред.) заявил, что человек никогда не узнает химического состава
звезд. Однако в 1859 г. удалось установить наличие на Солнце и в звездах
десятков известных химических элементов. А в следующее тридцатилетие
на Солнце был открыт совсем новый элемент, лишь затем полученный в
лабораторных условиях на Земле. Все началось с Исаака Ньютона.
Ньютон открыл, что солнечный свет можно разделить на составляющие
его цвета, пропустив его сквозь стеклянную призму. Свет каждого данного
цвета обладал своей «преломляемостью», а потому отклонялся
поверхностями призмы на определенный угол, отличающийся от остальных. В
результате на экране, установленном за призмой, появлялась радужная полоска —
«спектр» солнечного света, в котором синий цвет через зеленый и желтый
постепенно переходил в красный. Ньютон вовсе не увидел в этом явлении
средства для изучения Солнца: его интересовало лишь поведение света, и
вскоре он понял, что открыл причину главного недостатка телескопов его
времени. В них для собирания света звезд применялись линзы, которые
отделяли синие лучи от красных, а это лишало изображение четкости.
Ньютон предложил зеркальный телескоп, так как знал, что от поверхности
зеркала лучи всех цветов отражаются под одним и тем же углом.
Позже оптики открыли, что,, комбинируя линзы, изготовленные из
различных сортов стекла, можно в значительной мере уменьшить
нежелательное разделение цветов. Немецкий оптик Йозеф Фраунгофер, недовольный
качеством своих линз, начал изыскивать способы более точного измерения
коэффициента преломления для каждого из цветов. Для этих
исследований подходил свет от желтого пламени, так как он монохроматичен, то есть
состоит только из одного цвета1. Но Фраунгофер хотел измерить
преломление для всех цветов, а потому в 1814 г. он с помощью призмы разложил
солнечный свет, рассчитывая найти в нем другие узкие яркие полосы.
В спектре Солнца он обнаружил сотни узких темных областей. Через
несколько лет он исследовал свет звезд и планет, проверяя, пригодны ли
его линзы для этой цели. Оказалось, что спектру планет присущи многие
черты солнечного спектра.
1 Имеется в виду пламя, окрашенное соединениями натрия, например
поваренной солью. В спектре такого пламени доминирует сильная желтая линия, придающая
пламени характерную окраску и вместе с тем монохроматичность. — Прим. ред.
140

А вот со звездами дело обстояло иначе: спектр каждой звезды имел
свой собственный набор линий. Фраунгофер, однако, убедился, что
различные цвета, из которых слагается звездный свет, преломляются точно так
же, как цвета солнечного спектра; и, удостоверившись таким образом, что
его линзы пригодны и тут, он занялся другими делами, заявив при этом:
«Во всех моих экспериментах я из-за недостатка времени мог заниматься
только теми вопросами, которые имели непосредственное отношение к
практической оптике».
Примерно тогда же Джон Гершель нашел для призмы еще одно
применение. Он обнаружил, что каждый химический элемент, если поместить
его в пламя, дает свой характерный набор цветов. Исследуя этот свет
с помощью спектроскопа — прибора, состоящего из набора призм и
маленькой зрительной трубы,— Гершель убедился, что путем сопоставления
различных цветов можно распознавать даже самые ничтожные примеси,
например примеси солей.
Гершель одним из первых предложил частичное объяснение
интересного совпадения, которое заметил Фраунгофер. Угол отклонения призмой
желтого света пламени натрия совпадал с углом преломления желтого
света в солнечном спектре около пары темных линий, которые Фраунгофер
пометил в своей таблице буквой D. Гершель предположил, что атом
подобен трубе органа, которая резонирует на определенной частоте и
испускает музыкальную ноту. Если к органной трубе поднести камертон,
создающий звук соответствующего тона, то энергия колебаний камертона будет
частично поглощена трубой, которая зазвучит в ответ. Точно так же свет,
проходящий через вещество, например через цветное стекло, возбуждает
атомы, вызывая их колебания, сам же при этом ослабляется.
К середине XIX века стало возможным сделать следующий шаг в этом
направлении и установить, что нагретое вещество испускает те же цвета,
которые поглощает — точно так же, как труба органа воспроизводит
колебания именно той частоты, которые она поглощает. Далее, каждый
химический элемент характеризуется определенным набором частот, которые он
может поглощать и испускать. В этом заключается основной принцип
спектрального анализа. Хотя в дальнейшем эксперименты показали, что
поглощение и испускание света, кроме того, зависит от температуры
исследуемого газа, они тем не менее подтвердили наличие взаимно однозначной
связи между элементом и его спектром.
Гейдельбергский физик Густав Кирхгоф и химик Бунзен составили
таблицу темных линий солнечного спектра и сравнили их с линиями,
характерными для различных химических элементов. В 1859 г. они
определили таким методом в атмосфере Солнца свыше двух десятков различных
элементов, положив тем самым начало новой эре в астрономии.
Богатый английский астроном-любитель Уильям Хёггинс приобрел
восьмидюймовые линзы и в 1859 г. построил при своем доме обсерваторию.
Некоторое время он отмечал местоположение солнечных пятен и делал
зарисовки Луны и Юпитера, но вскоре ему надоело «однообразие обычной?
141

Рис. 48. Сэр Уильям Хёггинс (1824—1910).
основоположник метода спектрального анализа света звезд Хёггинс обнаружил, что спектр
планетарных туманностей — это типичный спектр разреженного горячего газа, в то время
как спектр спиральных туманностей сходен со спектром звезд. Эти исследования он проводил
в своей собственной обсерватории На нижнем конце показанного здесь телескопа установлен
спектроскоп, разлагающий свет на составляющие его цвета. Призмы в цилиндрическом
контейнере на нижнем конце спектроскопа преломляют свет и посылают его в окулярную часть
(на фотографии она видна около руки Хёггинса).
астрономической работы», и он «начал нащупывать» новые направления.
И тут пришло известие о замечательных открытиях Кирхгофа и об анализе
солнечного света.
142

Позже Хёггинс описывал, какое это произвело на него впечатление:
«Наконец-то мне представилась та самая задача, которую я неосознанно
искал, а именно перенести его (Кирхгофа. — Ред.) новые методы
исследования Солнца на другие небесные тела». Хёггинс был вполне подготовлен
для этого, так как он получил химическое образование, а один из его
друзей охотно согласился работать вместе с ним.
Они вместе изготовили спектроскоп, присоединили его к телескопу и
снабдили небольшой призмой, чтобы с ее помощью сравнивать спектр
исследуемой звезды со спектром какого-нибудь земного источника. Затем они
принялись за дело. Хёггинс писал: «Для астрономов это было поистине
несравненное время напряженнейших надежд и научных восторгов, ибо чуть
ли не каждое наблюдение приносило тот или иной новый фактор и редкая
ночь не ознаменовалась каким-либо открытием».
Более года Хёггинс сосредоточивал все свое внимание на изучении
света ярчайших звезд. Затем он обратился к туманностям и первой исследовал
яркую планетарную туманность в созвездии Дракона. Тут его
подстерегал сюрприз: «Я поглядел в спектроскоп. И не увидел ожидаемого спектра.
Только одну яркую линию!» Спектр этой туманности в отличие от
солнечного спектра состоял из единственной узкой окрашенной полосы.
«Свет этого объекта в отличие от всех прочих,, которые я подвергал
исследованию с помощью призм, не удавалось разложить в полный спектр».
Более внимательное исследование выявило несколько других слабых
линий, и Хёггинс понял, что он открыл способ, позволяющий разрешить
загадку туманностей. Если они состоят из звезд, то в их спектрах, как и в
спектре Солнца, должен быть полный набор цветов; если же это газовые
образования, то все ограничивается только отдельными изолированными
линиями, как у пламени. «Несколько дней спустя я навел телескоп на
Большую туманность Андромеды. Ее свет разложился в полный спектр».
Хёггинс пришел к заключению, что эта туманность должна состоять из
огромного множества слабых звезд. Исследовав шестьдесят других
туманностей и скоплений, он обнаружил, что примерно треть их дает спектр,
состоящий из отдельных ярких линий, подобно первой его планетарной
туманности. Итак, некоторые туманности состояли из газа, а другие
слагались из звезд. Спектроскоп смог различить то, что было не под силу
обыкновенному телескопу *.
В 1866 г. Хёггинс изготовил более мощный спектроскоп и разработал
совершенно новый тип измерений: он определял скорость приближения
или удаления звезды по отношению к Земле, так называемую «лучевую
скорость». Таким образом он открыл новые горизонты для изучения
движения звезд.
Свет, подобно звуку, распространяется с конечной скоростью, которую
можно измерить, и обладает некоторыми волновыми свойствами. Одно из
1 В России первые спектроскопические наблюдения слабых небесных объектов
были, по-видимому, осуществлены Ф. А. Бредихиным в 1869 т.—Прим. ред.
143

Стандарты 05—ВО
Система та же, что и у Ч. Ч. Пласетта (05—9)
Публ. Д.А.О. 1,365, 1922
Основной критерий данного класса — отношение Не I 4471 : Не II 4541. У звезд 09,5
Я 4200 все еще видна и используется отношение Не I 4387 : X 4200. У ВО линия Не I
обычно сильнее, в то время как линия Si IV 4089 сильнее, чем Si III 4552.
Рис. 49. Фотографии спектров звезд.
Свет каждой звезды разложен по длинам входящих в него волн. На рисунке показан негатив,
так что светлые линии соответствуют темным участкам в спектре данной звезды. Обратите
внимание, что спектры звезд расположены здесь в определенной последовательности,
позволяющей проследить постепенное изменение их деталей; в эту последовательность может быть
объединено более 99% всех звезд. Положение звезды в спектральной последовательности
отражает ее температуру и позволяет оценить ее размеры. Эта фотография взята из атласа
звездных спектров, которым астрономы пользуются при классификации звезд; для удобства работы
с атласом тут же перечислены основные критерии классификации.
этих свойств состоит в изменении наблюдаемой частоты излучения —
высоты звука или оттенка цвета, — если источник волн движется по отношению
к наблюдателю. (Наиболее обычным земным примером этого эффекта,,
названного эффектом Доплера в честь открывшего его австрийского физика
Христиана Доплера, является резкое понижение тона гудка
проносящегося мимо локомотива.) Если звезда движется от наблюдателя, все
характерные ^ерты ее спектра будут смещены в сторону красного конца. При
ломонщ чревзычайно тонкого сравнения света земных источников со све-
144

том звезд Хёггинс сумел показать, что звезды приближаются к Эемле или
удаляются от нее со скоростями порядка 15—30 км/с 1.
Девятнадцатый век вовсе не был веком богатых
астрономов-любителей, однако Хёггинс, несомненно, имел право утверждать, что он и ему
подобные, отыскивая новые методы, «пели очень милую песню весьма
приятным голосом». Другим таким любителем был родившийся в 1837 г.
Генри Дрэпер, сын Джона Уильяма Дрэпера, видного нью-йоркского физика
и химика. Мать Генри была дочерью придворного врача императора
Бразилии, и общество родителей и их друзей весьма способствовало раннему
развитию мальчика, как это случилось раньше с Джоном Гершелем.
В возрасте двадцати лет Генри побывал в гигантской обсерватории
лорда Росса, и у него возникла мысль, что астрономию можно соединить с
фотографией. По возвращении на родину он начал работать в больнице Бель-
вью, а в свободное время шлифовал и полировал зеркало из спекулума,
используя методы, которым научился у Росса. Но зеркало треснуло.
О неудаче молодого человека его отец рассказал Джону Гершелю, и тот
посоветовал Генри изготовить зеркало из стекла, а затем посеребрить его.
Способы шлифовки и полировки такого зеркала не слишком отличались от
методов изготовления зеркала из спекулума, но стекло было гораздо легче
и прочнее, так что усилия Генри вскоре увенчались полным успехом.
Менее чем через год первое из сотни его зеркал было готово и установлено в
обсерватории при загородном доме отца на берегу реки Гудзон.
В своих механических приспособлениях Дрэпер всегда старался
добиваться совершенства — он изготовил для своего телескопа шесть
механизмов часового ведения, прежде чем добился того, чего хотел. В 1864 г. Смит-
сонианский институт опубликовал его монографию «Об изготовлении
телескопа с посеребренным зеркалом диаметром в 15,5 дюймов и о его
применении для фотографирования неба». Эта книга стала настольным
справочником для изготовителей телескопов.
Когда Дрепер начинал свою деятельность, в фотографии по-прежнему
употреблялись влажные коллоидные пластинки, которые причиняли
фотографирующим множество хлопот, но в 1879 г. он, побывав в Англии у Хёг-
гинса, узнал о появлении сухих пластинок с такой высокой
чувствительностью, что их уже можно было использовать в телескопах. С помощью
этих новых пластинок он успешно сфотографировал Луну, наиболее яркие
туманности и даже спектры некоторых звезд. Его методы вскоре были
приняты во всем мире* и астрономы наконец-то смогли получить устойчивые
и объективные изображения неба и небесных тел.
Генри Дрэпер умер в возрасте сорока пяти лет от воспаления легких:
он заболел им во время экспедиции в Скалистые горы, которую
предпринял для наблюдения солнечного затмения вместе с Эдисоном, своей женой
1 Астроспектроскопические работы Хёггинса поистине изумительны. Тогда еще
не применялась фотография и все наблюдения проводились визуально. Даже
наиболее яркие туманности и даже при наблюдении в довольно крупный современный
телескоп кажутся весьма слабыми. Какой же остротой зрения и упорством надо было
обладать, чтобы не только наблюдать их спектры, но и измерять положения линий! —
Прим. ред.
145

и двумя друзьями-учеными. Мемориальный дар, который его жена
преподнесла обсерватории Гарвардского университета, положил начало тому, что
является теперь — и возможно, останется еще надолго — наиболее полным
обзором звездных спектров, охватывающим почти полмиллиона звезд и
и обеспечивающим астрономов XX века богатейшим материалом.
Между звездным светом и светом, исходящим из топки любой печи,
в принципе нет никакой разницы, а потому мы начнем наш разговор о
свете звезд с того, что представим себе полностью загруженную углем и
хорошо горящую печь. Уголь и внутренние стенки печи — красного цвета. Если
увеличить тягу, пламя усилится, стенки и уголь станут оранжевыми, а
может быть, и желтыми. Внутри не видно ничего, кроме оранжевого
сияния. Подбросьте угля. Его куски несколько секунд остаются темными, но
потом они раскаляются и становятся такими же оранжевыми, как и все
вокруг. Мы перестаем их видеть задолго до того, как они сгорят.
Если установить перед окошком печи синее стекло, оно будет поглощать
красный свет и пропускать только синий. Если же поместить его внутрь
печи, оно секунду-другую останется синим, а потом тоже исчезнет в
оранжевом сиянии. Нагреваясь, стекло начинает испускать все больше и
больше красного света, и мы видим его цвет как смесь синего, который оно
пропускает, и красного, который оно испускает. Комбинация эта точно
совпадают с оранжевым цветом печи, и стекло становится невидимым.
Такое поведение вещества в печи совсем не очевидно, но тем не менее
это реальный факт. Его можно наблюдать, и оно оказывается исходным
пунктом для теорий теплового излучения. Поскольку стекло становится
невидимым, мы делаем из этого вывод, что оно излучает свет того же цвета,
который поглощает. Это и есть закон, с помощью которого Кирхгоф описал
поведение нагретых тел: они излучают тот же цвет, который поглощают.
Кирхгоф пошел еще дальше и заявил, что соотношение поглощательной и
излучательной способности для каждого цвета не зависит от типа вещества1.
Из того факта, что, например стекло, которое мы помещаем в печь,
действительно может прийти в состояние равновесия с ее стенками2,
следуют и другие выводы. Под постоянным равновесием мы подразумеваем
статичное, вневременное состояние; внешний вид системы от момента к
моменту остается неизменным. Каждая деталь остается точно такой же,
какой она была секунду или год назад. Эта независимость от времени
имеет очень большое значение и носит громкое название «принцип детального
равновесия в тепловом равновесии». Название это отражает то
обстоятельство, что тепловое равновесие достигается тогда, когда каждая частица в
печи (в нашем примере. — Ред.) излучает в каждом цвете спектра ровно
столько же, сколько поглощает. Этот принцип — одна из самых простых и
самых важных идей, на которые опирается физика XX века. Благодаря
1 Для данной частоты это соотношение зависит только от температуры. —
Прим. ред.
2 Имеется в виду то обстоятельство, что цветное стекло, помещенное в печь,
становится неотличимым от раскаленных стенок. — Прим. ред.
146

ему физики сумели вывести законы, описывающие испускание и
поглощение света звездой. Вот почему мы предпримем небольшое отступление и
обратимся к покеру, чтобы по аналогии объяснить принцип детального
равновесия.
Предположим, что Альфонс и Боб играют в покер, пользуясь при этом
для расплаггы синими фишками стоимостью 10 центов, желтыми — 5
центов и красными — 1 цент. Они начинают игру с равным количеством
фишек, и силы их настолько равны, что час спустя ни тот, ни другой
ничего не проиграл и не выиграл. (После каждой сдачи кто-то из них,
возможно, и остается в выигрьппе, но такие колебания происходят поочередно в
обе стороны.) Чтобы сделать эту игру полностью аналогичной состоянию
теплового равновесия внутри печи, когда исчезают все различия,, нам
необходимо вообразить, что мы не можем, только следя за фишками, узнать,
кто из игроков кто. Предположение, что так может случиться, равносильно
предположению, что в печи может быть достигнуто тепловое равновесие.
Что же должно произойти, чтобы игроки оставались неразличимыми?
В конце концов Альфонс должен отдать Бобу, а Боб Альфонсу равное
количество фишек каждого цвета. Это и есть принцип детального равновесия.
Эти идеи сформировались еще в начале XIX века, но физики замечали,
что они далеко не полны. Их, например, было недостаточно для того,
чтобы предсказать цвет излучения, исходящего из печи при каждой данной
температуре. (Точно так же наше описание партии в покер не определяет
числа синих, желтых и красных фишек у каждого игрока.)
На исходе XIX века к этим идеям были добавлены еще два положения,
которые уже позволяли делать определенные предсказания. Первое —
очень общее — описывало, как накапливается тепло в стенках печи. Тепло
это накапливается в колебаниях атомов: чем выше температура, тем
больше количество накопленного тепла и тем быстрее колебания. Если
вернуться к покеру, мы могли бы сказать, что игра тем «жарче», чем больше у
игроков денег и чем выше ставки.
Одна из основных проблем заключается в установлении того, как
относительное число фишек каждого цвета связано с общей суммой
разыгрываемых денег, — потому что это было бы аналогично изменению цвета
излучения при изменении температуры печи. Для осуществления этого
расчета требуется более полное описание игры.
Допустим, что каждый этап игры (первоначальное распределение
фишек, сдача карт, выбор фишек для уплаты проигрыша и т. д.)
определяется чистой случайностью. Это будет гарантировать, что игроки находятся в
совершенно равном положении.
Физики предположили, что тепло, заключенное в стенках печи,
равномерно распределено по «красным», «желтым» и «синим» частицам
энергии, но когда они рассчитали реальные их количества, предсказанный ими
цвет излучения не совпадал с тем, который наблюдался в печи.
Трудность была разрешена в 1900 г., когда немецкий физик Макс
Планк предложил понимать аналогию между печью и партией в покер
более буквально, чем это делалось до тех пор. Прежде предполагалось, что
тепло содержится в бесконечном наборе различных по величине частиц
147

Рис. 50. Тридцатишестидюймовый кросслеевский рефлектор Ликской обсерватории.
С помощью этого телескопа в последнее десятилетие XIX века и первые десятилетия XX века
было проведено множество важнейших фотографических исследований Млечного Пути Он до
сих пор еще используется во многих работах, не требующих большого диаметра зеркала.

энергии, как если бы у банкомета было не три типа фишек, а бесконечное
их разнообразие. Планк предложил при вычислениях ограничиться, так
сказать, правилами покера и исходить из того, что тепловая энергия
передается и поглощается определенными конечными порциями.
Это была квантовая теория: как в печи, так и внутри звезды тепло
может накашшваться (и передаваться) лишь конечными порциями. Такой
подход и позволил получить верные результаты.
К этому времени астрономы уже занимались количественным
определением света звезд. Они обнаружили, что некоторые звезды голубее других,
и заметили,, что по своим общим свойствам свет, приходящий от звезд, не
так уже сильно отличается от света из печи 1. Им нужно было оценить
температуры звезд, и для этого они предположили, что недра звезд подобны
внутренности печи, а потому их тоже можно описать с помощью формул
Планка. Далее они предположили, что спектр света, излучаемого звездой,
можно сопоставить со спектром излучения печи, и вывели отсюда, что
температура звезд лежит в интервале примерно от 30 000 до 3000° С.
Температура Солнца была оценена примерно в 6000° С.
Однако по мере улучшения техники измерений выявились серьезные
отклонения. В звездных спектрах не наблюдалось того плавного
распределения интенсивности по длинам волн, как в спектре излучения печи, Еще
через тридцать лет эти несоответствия были успешно объяснены тем
обстоятельством, что в реальном случае поверхность звезд открыта мраку
космического пространства, а не заключена в стенках топки. Теперь
соответствующие расчеты неимоверно усложнились, но они обеспечивают
неплохое соответствие между спектром и яркостью данной звезды, ее
температурой и газовым давлением в ее атмосфере.
Таковы были представления, состоявшие на вооружении астрономов
к исходу XIX века.
ГЛАВА 17. АСТРОНОМИЯ НА ПОРОГЕ
НОВОЙ ЭРЫ
В начале XX века большинство астрономов занималось главным
образом классификацией небесных объектов. Звезды классифицировались по их
цвету, спектру,, яркости и движению. Они пересчитывались, расстояния до
них измерялись тригонометрическим способом с использованием орбиты
Земли в качестве базиса, после установления этих расстояний вычислялась
их истинная яркость, и по этой полной яркости определялись размеры2.
1 Автор, вероятно, имеет в виду то, что распределение энергии в спектрах звезд
по длинам волн видимого излучения в первом приближении соответствует спектру
абсолютно черного тела той или иной температуры. То же можно сказать и о спектре
излучения ^з гипотетической печи. — Прим. ред.
2 Это нетрудно сделать, предполагая, что звезда излучает, как абсолютно черное
тело определенной температуры. — Прим. ред.
149

Обсерватории выпускали огромные тома с каталогами звезд и
описанием их свойств, но еще не существовало никакой схемы, которая могла бы
охватить все колоссальное разнообразие звезд, скоплений,, туманностей,
темных облаков и твердых тел, обнаруженных в небе.
Не существовало никакой, организации астрономов, которая была бы
способна рекомендовать единообразные обозначения или
координированную программу исследований, так что каждая обсерватория работала на
свой собственный лад. В результате возник полнейший хаос. К 1900 г.
сложилось такое положение, что одна и та же звезда могла быть описана
десятком различных способов в зависимости от того, в какой обсерватории
или из какого издания взяты сведения о ней.
Возраст земли к тому времени был определен двумя разными
методами. Геологи исследовали наслоения пород и местонахождения окамене-
лостей и пришли к выводу, что Земля существует миллиарды лет.
Астрономы определяли возраст Солнца и пришли к выводу, что ему никак не
более ста миллионов лет. А если Солнце молодо, заявили они, то Земля
должна быть еще моложе.
Длительность жизни звезды можно определить так же, как мы
определяем, когда погаснет печь: количество имеющегося топлива
сопоставляется со скоростью горения. Количество потребляемого звездой «топлива»
соответствует количеству света, излучаемого ею в пространство, поскольку
энергия звезды высвобождается в виде света. Оценка расхода энергии
несколько затруднялась тем, что излучение в ультрафиолетовой и
инфракрасной частях звездного спектра поглощается земной атмосферой, однако
количество поглощенной энергии также можно было вычислить.
С самого начала главная трудность заключалась в оценке запаса
топлива, имеющегося у звезды. К концу XIX века физики уже описали
свойства больших масс газа, но поведение отдельных атомов оставалось для
них тайной. Атомы все еще считались загадочными бесконечно малыми
частицами вещества, как во времена древних греков. В ту эпоху были
известны лишь два источника энергии. Химическая энергия взаимодействия
между атомами казалась подходящей для комет, но ее было явно
недостаточно, чтобы обеспечить энергией звезду. Однако представлялось
вероятным, что медленное сжатие звезды — постепенное увеличение плотности
ее вещества под действием собственного тяготения — может привести к
выделению достаточного количества гравитационной энергии.
В пятидесятых годах XIX века Г. Гельмгольц и У. Томсон (лорд
Кельвин) разработали простую и убедительную теорию, описывающую сжатие
звезды и опирающуюся на представление о звезде как об изолированной
массе идеального газа. Извне никакой энергии в звезду не поступало,
отсутствовало и выделение энергии вследствие химических процессов, а
ядерные процессы тогда еще не были известны. Тепло и свет, согласно этой
теории, возникали в результате сжатия газа под действием тяготения.
Кельвин предположил, что звезды зарождаются в виде колоссальных
относительно холодных газовых шаров, которые уплотняются и
разогреваются, пока не достигают температуры свечения. Затем они постепенно
остывают, сжимаются и умирают в виде слабых красных звезд. Все это были
150

чисто умозрительные рассуждения. Реальных фактов имелось очень мало,
да и те носили лишь косвенный и довольно сомнительный характер* но эта
теория обладала тем преимуществом, что выглядела вполне законченной и
позволяла вычислить продолжительность жизни звезд. Именно эти
расчеты и создали неразрешимое противоречие между астрономами и геологами.
Большинство астрономов, вероятно, просто не придавало этому
значения, полагая, что противоречие исчезнет само собой, когда удастся собрать
больше фактов, однако некоторые не могли смириться с таким положением
вещей. И они искали другие возможные источники энергии звезды.
Наибольшим упорством из них отличался Норман Локьер, современник и
земляк лорда Кельвина. Локьер был экспериментатором. Он создал одну из
первых лабораторий* в которой проводилось сопоставление звездного света
со светом электрических искр, очень горячих вольтовых дуг и разных
видов пламени. В своей лаборатории он исследовал свет, который получал,
нагревая осколки метеоритов, и пришел к следующему выводу: наличие
линий излучения металлов — в основном железа и никеля — в спектрах как
метеоритов, так и звезд доказывает, что звезды окружены облаками
метеоритных частиц. Согласно его предположению, тепло и в звездах, и в
туманностях, включая спиральные туманности, может возникать в
результате того, что твердое вещество в этих объектах стремительно падает к общему
центру под воздействием тяготения. Если исходить из нарисованной им
картины, тепло в звездах есть результат движения вещества — точно так же
нагреваются тормоза экипажа, если его быстрое движение вперед будет
внезапно прекращено, а стремительно летящий снаряд может
превратиться в пар, если он ударится о твердую мишень.
Теория Локьера опиралась на одно из величайших научных
достижений XIX века: кинетическую теорию тепла, которая утверждает, что
тепло — это форма хаотического движения частиц нагретого тела; высокая
температура объясняется быстрым движением атомов. Как нагревается
снаряд, когда его поступательное движение преобразуется при ударе о
стену в хаотические движения его частиц, так и внешние слои звезды могут
нагреваться от ударов падающих на нее метеоритов *. В физическом
отношении доказательства Локьера до сих пор считаются безупречными:
собственно говоря, недавно его теория была воскрешена (правда, без какого-
либо успеха) в попытке объяснить высокую температуру внешних слоев
атмосферы Солнца; сходная идея развивалась применительно к квазарам.
Однако современники Локьера отнеслись к его идее как к анекдоту. В
своей теории Локьер попытался охватить все небесные объекты. Он
«объяснил» природу комет, светлых и темных туманностей, в переменных звездах
он видел рои метеоритов. Солнце получало энергию от метеоритов, новые
звезды были результатом столкновения двух огромных облаков. Он
объяснил все без исключения.
Одни ученые игнорировали теорию Локьера, другие горячо ее
опровергали, но мало кто пытался что-нибудь из нее почерпнуть. Сам Локьер
1 В современной терминологии подобное явление получило название «аккреция»
вещества (на какое-либо тело). — Прим. ред.
151

считал ее рабочей гипотезой, инструментом, позволяющим объединить
эмпирические факты и выбрать направление для экспериментов. Теории
были для него просто удобным средством исследования, и он предпочитал
плохую теорию полному их отсутствию
На исходе XIX века одни астрономы пытались выяснить историю
развития звезд и истолковать данные об их цвете и размерах как признаки
их возраста и происхождения, другие же задавались целью выяснить
«строение небес». Некоторые использовали методы, сходные с методами
Вильяма Гершеля, однако его предположение о примерно одинаковой
истинной яркости всех звезд было отброшено, что очень усложнило задачу.
Определяя число звезд каждой видимой звездной величины, астрономы
пытались установить на этой основе число звезд каждой данной истинной
яркости и число звезд, расположенных на определенных заранее
заданных расстояниях от Земли. Эта двойная проблема не может быть разрешена
однозначно без дополнительных данных, так как меньшая видимая яркость
звезды может объясняться и большим расстоянием до нее, и меньшей ее
истинной яркостью.
Тригонометрический способ определения расстояния до звезд принес
определенные плоды, но он был сопряжен с огромными трудностями, и к
1900 г. с его помощью удалось определить расстояние всего лишь для ста
звезд. А потому астрономы обратились к косвенным методам.
Спектроскоп позволял измерять скорость, с которой каждая отдельная
звезда приближается к Земле или удаляется от нее в своем полете через
космическое пространство. Смещение линий к красному концу спектра
удаляющейся звезды и к фиолетовому — у приближающейся называется
эффектом Доплера. Смещение это очень мало и не воспринимается
невооруженным глазом: чтобы обнаружить его на фотопластинке, требуются
точные измерения с использованием микроскопа.
Данные накапливались медленно, но последствия этого накопления
были поистине революционными: впервые астрономы измеряли
характеристику звезды, не зависящую от расстояния до этой звезды. Теперь нужно
было только найти способ сопоставить полученные результаты с какой-либо
другой характеристикой, которая строго зависела бы от расстояния, и
таким образом измерить это расстояние. Сделано это было так.
За сто с лишним лет до описываемых событий Вильям Гершель
предположил, что в движении ближайших к нам звезд должна наблюдаться
некоторая общая направленность, потому что само Солнце движется в
пространстве между ними. Он определил таким способом скорость движения
Солнца, но полученные им результаты астрономы встретили с недоверием, так
как фактические данные были тогда чрезвычайно скудны. К 1900 г. таких
данных накопилось уже много, и это позволило определить движение
Солнца с достаточной точностью.
Однако Солнце — не единственная звезда, которая движется по
отношению к своим соседям: это свойственно всем звездам. Было установлено,
что каждая звезда обладает «собственным» движением и эти собственные
152

движения распределяются более или менее случайно — так, во всяком
случае, казалось на первый взгляд.
Исходя из предпосылки о случайном распределении собственных
движений и сопоставляя их со скоростями, определенными с помощью
эффекта Доплера, астрономы определили расстояния до групп звезд путем
сопоставления случайно распределенных скоростей звезд в пространстве со
случайно же распределенными видимыми движениями их по небосводу,
этот метод не слишком отличается от расчетов, которые производит —
возможно, бессознательно — охотник, оценивая расстояние до утки по
видимой скорости ее полета.
С помощью этого метода, хотя он и носил косвенный характер,
астрономы смогли изучить окрестности Солнца. Оказалось, что с возрастанием
.;••.•.•" " • •-.::'^У-:::^¦'¦'•.!'• - .;.• .Плоскость
Рис. 51. Наша Галактика, как ее представляли в самом конце XIX века.
Согласно общепринятой тогда точке зрения, она состояла из внешнего кольца звезд и
центрального звездного облака. Солнце, показанное на рисунке крестиком, располагали чуть выше
плоскости Галактики, чтобы объяснить легкую асимметричность Млечного Пути.
расстояния звезды располагаются все реже: Солнце словно бы находилось
в центре уплощенного облака. Такая модель получила название Вселенной
Каптейна — по имени голландского астронома, который вел и вдохновлял
значительную часть этих исследований в начале XX века.
Предполагалось также, что вокруг этого центрального облака существует отдельное
концентрическое кольцо звезд, которое, проектируясь на небесную сферу,
образует Млечный Путь (рис. 51). В пользу этой модели, казалось,
свидетельствовала открытая Джоном Гершелем туманность, состоящая из
центрального сгущения, окруженного кольцом.
Открытия все новых и новых туманностей продолжались и после
смерти Джона Гершеля, и к 1900 г. обнаружился загадочный факт —
выяснилось, что туманности распределены по небу неравномерно. Оказалось,
что большие туманности, содержащие звезды, располагаются почти
исключительно вблизи полосы Млечного Пути, тогда как маленькие
веретенообразные или круглые туманности, не разрешенные на звезды, явно
избегали Млечного Пути. Некоторые астрономы сочли поэтому, что маленькие
туманности находятся в пределах нашей собственной звездной системы, но
другие пришли к совершенно противоположному заключению и
предположили, что в пространстве имеются облака темного вещества, затемняющие
малые туманности.
В XIX веке за признание боролись три модели Млечного Пути: 1) диск,
напоминающий старые модели Галактики Канта и Гершеля; 2) бесконеч-
153

ный плоский слой звезд, вроде предлагавшегося Вильямом Гершелем в
некоторых из его поздних работ; 3) центральное облако, окруженное
отдаленным кольцом звезд. К вопросу о форме Галактики прибавился еще и
вопрос об ее исключительности: является ли наша Галактика
единственным объектом такого рода в пределах видимой Вселенной? Астрономы
понимали, что, логически рассуждая, эти два вопроса неразделимы, так как
признание исключительности нашей Галактики само по себе уже
предполагало невозможность обнаружения в небе чего-либо на нее похожего, а
пока остается неизвестной ее форма, нельзя проводить сравнения между
ней и другими туманностями. Многие сторонники кольцевой модели
полагали, что у Галактики нет в мире подобия* и в этом отношении они
возвращались на позиции античности. Они вновь помещали человека в центр
Вселенной, но опирались при этом на новое весьма существенное
доказательство: они исследовали небо и в пределах досягаемости не нашли
ничего, что было бы похоже на Млечный Путь.
Однако истинная сущность Млечного Пути в то время оставалась
загадкой, так как надежно измеренных расстояний даже до ближайших
небесных объектов, не говоря уж о спиральных туманностях или о звездных
облаках Млечного Пути, было еще очень мало.
То была эпоха, крайне чуткая к воздействию различных философских
теорий, и представление человека о собственной исключительности все еще
влияло на его астрономические взгляды — во всяком случае, на взгляды
тех, кто писал популярные книги по астрономии. Чарлз Дарвин, чей труд
«О происхождении видов» вышел в 1858 г., высказал мнение, что человек
представляет собой элемент крайне сложной органической вселенной,
открыв тем самым путь для научных обсуждений возможности жизни на
других планетах. Но даже Дарвин говорил о конкретном происхождении
конкретных видов и тем самым как бы подчеркивал неповторимость
человека. Вопрос, является ли наша планета единственной, где могла
развиться разумная жизнь, или обитаемы и другие планеты, по-прежнему
оставался открытым.
В сущности это была астрономическая проблема — вернее, ее можно
было сделать астрономической, сведя к простому вопросу: какова
вероятность того, что где-то во Вселенной имеется еще одна планета,
расположенная на благоприятном расстоянии от своей звезды? Если поставить вопрос
в такой форме, расчеты должны опираться на теорию происхождения
планет, а ответ определится тем, принимает ли отвечающий какую-либо
теорию, согласно которой планеты — крайне редкое явление (вроде теории
Жоржа Луи де Бюффона, утверждающей что Солнечная система родилась
из хаоса, возникшего, когда совсем рядом с Солнцем прошла другая
звезда), или же он считает, что планеты всегда возникают в процессе
формирования звезд. Этой последней точки зрения придерживался Лаплас, и с
течением времени накапливалось все больше и больше астрономических
фактов, которые, казалось, подтверждали если не ее детали, то по
крайней мере общие положения.
Однако некоторые биологи поставили еще один вопрос: даже если
такая удобная планета найдется, какова вероятность, что жизнь возникнет на
154

ней и эволюционирует до появления существа, подобного человеку? (Есть
и другой вопрос: когда человек уже возник, как долг© позволит он себе
существовать?) Ни на один из них до сих пор не дано удовлетворительного
ответа.
Одной из первых — и по-прежнему одной из наиболее
исчерпывающих — попыток рассмотреть претензию человека на неповторимость
явилась опубликованная в 1904 г. книга Альфреда Рассела Уоллеса, который
одновременно с Дарвином выдвинул идею, что определяющей силой в
эволюции жизни является естественный отбор. Уоллес хорошо знал
астрономическую литературу. Это обстоятельство, а также тот факт,, что по
отношению к астрономическим спорам он занимал позицию зрителя, придают
его труду «Место человека во Вселенной» особый интерес и в наши дни.
Он разделил свои аргументы на две части — астрономическую и
биологическую. Он полагал, что Млечный Путь — явление для обозримой Вселенной
исключительное, хотя и допускал возможность существования каких-то
сходных систем за пределами нашей досягаемости. Островные вселенные
Канта были замелены единым гигантским континентом, в центре которого
находился человек.
Уоллес видел в Млечном Пути динамическую систему,
претерпевающую собственную эволюцию. Как и Гершель, он предположил, что звезды
образуются внутри туманностей. Маленькие туманности без звезд он считал
молодыми сгущениями пыли — с течением времени эти облака также
сожмутся в звезды. Новые звезды будут освещать сохранившиеся газ и
пыль, создавая объекты, подобные Большой туманности Ориона. Этим
объяснялось отсутствие маленьких туманностей вблизи полосы Млечного
Пути: там эти туманности уже породили звезды и исчезли.
Согласно теории Уоллеса, спиральные туманности — это вращающиеся
облака пыли и светящегося газа, в которых зарождаются будущие звезды.
Все туманности были таким образом включены в единую эволюционную
схему, и развитие их заканчивалось образованием звезд. Обособленность
нашего центрального облака от кольца звезд,, образующих Млечный Путь,
Уоллес объяснял сжатием этого облака в процессе его сгущения в звезды.
Книга Уоллеса может служить прекрасным примером способности
человека подгонять широчайший набор астрономических фактов под единую
логическую схему. По его мнению, число планет, на которых теоретически
могла бы возникнуть жизнь, довольно внушительно, но для реального
зарождения жизни требуются такие маловероятные сочетания обстоятельств,
что вряд ли можно поверить, будто она действительно появилась
где-нибудь еще. Таким образом, Уоллес считал человека явлением
исключительным: шансы.против зарождения жизни были, на его взгляд, столь велики,
что более одного раза случиться это никак не могло.
Ссылка на вероятность события была общепринятым аргументом, и
позднее П^епли использовал тот же метод для доказательства прямо
противоположной точки зрения — но в обоих случаях это был ложный аргумент.
В настоящее время вопрос о существовании жизни в других
солнечных системах тоже не имеет ответа, так как у нас нет надежных исходных
данных для оценки вероятностей. Прежде всего необходимо установить,
155

способно ли данное множество атомов объединиться в соответствующую
систему сложных молекул, и если да, то какой на это потребуется срок.
Нередко вероятность такого этапа в эволюции жизни оценивалась
произвольно и крайне низко. Однако недавно некоторые довольно сложные молекулы
были открыты в межзвездном пространстве, и все расчеты теперь
необходимо пересмотреть.
Возражения против реальности какого-либо не поддающегося
исследованию явления, основанные на низкой оценке его вероятности, всегда
грозят привести к ошибке. Каково бы ни было современное мнение о
вероятности существования жизни где-нибудь еще во Вселенной, можно не
сомневаться, что дальнейшие исследования ее не снизят. Тем из нас, кто
убежден в существовании жизни где-то еще, незачем опасаться, что их в этом
разубедят, а те, кто в этом сомневается, могут надеяться, что сомнения их
будут рассеяны *.
Многие мысли Уоллеса о Млечном Пути и его развитии остаются в
силе еще и теперь. По-прежнему предполагается, что молодые звезды
образуются в плотных облаках пыли и газа, а большинство таких облаков
обнаруживается вблизи плоскости Млечного Пути. Сжатие Галактики из
первоначального бесформенного облака в систему звезд — идея,
существовавшая уже в античном мире, — все еще остается популярной гипотезой.
Мнение Уоллеса, что Галактика — это динамичная непрерывно
изменяющаяся система, постоянно получает все новые подтверждения.
Антропоцентрический взгляд на Вселенную, свойственный Уоллесу и
многим другим авторам, убеждал своим размахом, а возможно, и теми
выводами, которые он подразумевал, — по-видимому, многих людей
привлекала мысль о том, что мы находимся в центре Вселенной. Однако Уоллес
заведомо придерживался религиозных убеждений, и это отталкивало от
него большинство, если не всех,, астрономов начала нашего века. К этому
времени астрономы, как прашило, либо избегали какой бы то ни было
религиозности, либо умели отделить свою религию от науки. Так, например, один
человек, категорически выступивший против антропоцентризма, — Артур
Эддингтон, впоследствии крупнейший из английских
астрономов-математиков, — писал в 1914 г.: «Из-за естественного отталкивания от
геоцентрических взглядов средневековья мы очень не хотим помещать Землю в центр
звездной Вселенной, пусть даже эта честь будет разделена с тысячами
других небесных тел». Судя по этому заявлению, Эддингтон и те, кто разделял
его чувства, испытывали значительное облегчение, когда было доказано,
что центр Млечного Пути находится далеко в стороне от Солнца и
спиральные галактики — такие же островные вселенные, как и наша
собственная.
Предположение, что Млечный Путь — это одна из множества
спиральных туманностей, впервые в специальной астрономической литературе бы-
1 Читателям, интересующимся этой захватывающей проблемой, можно
рекомендовать книгу И. С. Шкловского «Вселенная, жизнь, разум», вышедшую недавно
третьим изданием. — Прим. ред.
156

ло выдвинуто Стивеном Александером, профессором математики и
астрономии Колледжа штата Нью-Джерси, позже Принстонского университета.
Как он указал в 1852 г., неправильная форма Млечного Пути может
объясняться тем, что он представляет собой спиральные ветви, исходящие из
центра, в котором находимся мы,, и видимые в проекции на фоне неба.
Он считал, что Солнце расположено внутри центрального скопления,
включающего в себя все ярчайшие звезды неба, а так как у наиболее ярких
звезд отчетливо выражена тенденция концентрироваться к плоскости
Млечного Пути, он сделал вывод, что скопление должно быть сфероидальным.
Рассуждения Александера были довольно абстрактными и неясными.
Особого внимания они к себе не привлекли. Основная его идея, возмож-
Р и с. 52. Наша Галактика как спиральная туманность.
Эта первая опубликованная схема, изображающая нашу Галактику как спиральную
туманность, была сделана X. Истоном в 1900 г. Автор заявил, что данное изображение следует
рассматривать как чисто схематическое, и дальнейшие исследования подтвердили, что он
был прав, хотя общий характер строения нашей Галактики передан здесь очень хорошо. Центр
всей спиральной системы помещен в направлении созвездия Лебедя. Этот рисунок — один из
первых, на котором Солнце расположено не в центре Галактики, что в те времена было
признано интересной, но неубедительной гипотезой.
но, в то время занимала многих астрономов, но тогда ее просто нечем
было ни доказать, ни опровергнуть: необходимые данные отсутствовали.
Даже в конце XIX века наиболее серьезные обсуждения этой
проблемы опирались только на оценку правдоподобия доводов, потому что
фактические сведения носили косвенный и довольно спорный характер. Первое
схематическое изображение Млечного Пути в виде спирали было
опубликовано в 1900 г. Истоном, астрономом-любителем, работавшим в Голландии,
но он сопроводил свой рисунок заявлением, что это только предположение
и его не следует воспринимать буквально (рис. 52). Истон отвергал идею
157

о том, что Млечный Путь представляет собой кольцо звезд, находящееся
на заднем плане диаграммы. Он писал: «На самом деле (кольцевая
модель. —Авт.) несовместима с современным состоянием наших знаний о
Галактике как явлении». Нет оснований надеяться, указывает он далее, что
в ближайшем будущем загадка строения Вселенной будет решена.
Отмеченная Истоном несовместимость в целом носила весьма общий
характер, и потому отбросить ее было не так-то просто. Истон рассуждал
следующим образом: о кольце можно говорить только в том случае, если
оно достаточно однородно по ширине и плотности. Неправильность
Млечного Пути требовала признания наличия мелкомасштабных отклонений, а
если бы удалось доказать, что это гипотетическое кольцо перекручено и
искажено, само понятие кольца! утратило бы смысл.
Истон обратил главное внимание на две черты видимого Млечного
Пути: во-первых, его яркость значительно различается в разных частях
неба и, во-вторых, в нескольких местах его полоса раздваивается. Истон
заметил, что Млечный Путь гораздо ярче в созвездии Орла, чем в
созвездии Единорога, и что его яркость «убывает весьма постепенно от Лебедя
к Кассиопее» в северной части небосвода, причем такое же постепенное
убывание яркости наблюдается и в южной части небосвода. Наиболее яркий
участок Млечного Пути находится в созвездии Стрельца, которое
появляется (в северных широтах.— Ред.) в южной части небосвода в летние
ночи.
Истон указал,, что если бы это предполагаемое звездное кольцо было
однородным, а Земля помещалась вне его центра (что необходимо для
объяснения плавного возрастания и убывания яркости Млечного Пути), мы
видели бы более широкую, но и более разреженную полосу звезд там, где
находились бы ближе к нему. В результате каждый участок поверхности
полосы обладал бы одной и той же яркостью.
Но эти свойства гипотетического кольца не согласуются с реальным
видом Млечного Пути, и Истон предпочел кольцу спираль, различные
витки которой могут (в проекции. — Ред.) создавать области большей яркости.
Он поместил центр спирали в звездных облаках в созвездии Лебедя и
предположил, что Солнце находится примерно на одной трети расстояния от
центра до края.
В 1912 г. Истон опубликовал фотографическую карту Млечного Пути
со следующим замечанием:
«Картина, которую мы видим перед собой, говорит сама за себя.
Она полностью опровергает традиционную простоту галактической
зоны, которую в учебниках все еще именуют «широкой и просторной
дорогой», нечеткой, довольно однообразной и расщепленной надвое
примерно на протяжении половины своей окружности. Напротив,
более всего нас поражает на нашей фотографической карте именно
четкость и определенность многих черт, особенно вблизи оси Млечного
Пути, а также поистине головоломная сложность строения
значительной части этой зоны».
Истон объяснил увеличение яркости Млечного Пути в области
Стрельца тем, что там ветвь спирали тянется как раз вдоль линии нашего зрения.
158

Некоторые астрономы давно уже заявляли, что если Млечный Путь
окажется спиральной туманностью, то все видимые в небе спирали также
должны быть млечными путями, однако Истон с этим не согласился. Он
писал: «Мне только хотелось бы указать, что никто не станет отрицать
существование водоворотов оттого лишь, что в витках большого водоворота
можно заметить маленькие крутящиеся воронки. По-моему мнению, мы
можем с уверенностью предположить, что подавляющее большинство
маленьких спиральных туманностей, если не все они, является частью нашей
галактической системы».
Итак, он считал возможным включить большинство туманностей в
единую колоссальную систему — нашу собственную Галактику.
В 1914 г. Эддингтон резюмировал:
«В те дни, когда еще не было спектроскопа, позволяющего
различать разные типы туманностей, когда туманности всех классов
считались неразрешенными звездными скоплениями, широко бытовало
мнение, будто эти туманности представляют собой «островные
вселенные», отделенные от нашей собственной звездной системы огромными
пустыми пространствами. Теперь известно> что неправильные газовые
туманности, вроде туманности Ориона, тесно связаны со звездами и
принадлежат к нашей собственной системе, однако в последнее время
наблюдается возвращение к этой гипотезе в отношении спиральных
тумапностей. Хотя термин «туманность» употребляется для
обозначения всех трех классов — неправильных, планетарных и
спиральных,— было бы ошибкой думать, будто между этими объектами
существует тесная связь. Все до сих пор обнаруженные факты
указывают на значительные различия между ними....
Приходится признать, что прямых данных, позволяющих
установить, находятся ли эти объекты внутри или вне нашей звездной
системы, у нас не имеется вовсе. Их распределение, совершенно
непохожее на распределение каких-либо других объектов, можно
истолковать как указание на то, что они не составляют единства с остальной
Галактикой, однако существуют и другие тела... которые остаются
безразличными к галактическому воздействию».
Эддингтон отметил далее два взаимоисключающих объяснения
своеобразной и очень заметной тенденции спиралей избегать плоскости
Млечного Пути. «Сам факт, что спиральные туманности избегают Млечного
Пути, уже указывает на возможность его влияния на них. Или же можно
предположить,, что, находясь вне нашей системы, те из них, которые
лежат в низких галактических широтах, заслонены огромными полосами
поглощающего вещества, такого же, какое образует темные области
Млечного Пути». Он полагал, что, по-видимому, более плодотворной будет
гипотеза, считающая спирали внешними звездными системами, а не
туманностями в пределах Млечного Пути.
Но средства измерить расстояния до звездных облаков, скоплений или
туманностей не существовало. Тригонометрический способ был тут
бессилен, а без знания расстояний, которые позволили бы определить
абсолютные размеры туманностей, ни о чем больше говорить не приходилось.
159

ГЛАВА 18. ХАРЛОУ ШЕПЛИ И ЗВЕЗДНЫЕ
СКОПЛЕНИЯ
Ключ, с помощью которого в конце концов удалось открыть тайну
туманностей, нашла в 1908 г. сотрудница Гарвардской обсерватории мисс
Генриэтта Ливитт. Она была младшим научным сотрудником и занималась
переменными звездами: открывала их, определяла периоды колебаний их
блеска и пределы изменений их видимой величины. Особенно ее
интересовали переменные звезды в Малом Магеллановом Облаке — этой массе
звезд,, скоплений и туманностей в небе южного полушария. Гарвардский
университет установил телескоп в Перу, и в распоряжении мисс Ливитт
оказался богатейший клад уникальных фотографий.
Блеск этих переменных звезд быстро возрастал до максимума, затем
медленно спадал до минимума и долгое время оставался минимальным;
весь цикл занимал от нескольких часов до месяца и более: у разных звезд
по-разлому. В 1908 г. мисс Ливитт обратила внимание на то, что звезды с
самым длинным периодом колебаний блеска обладают и наибольшей
яркостью, и четыре года спустя она установила четкую и неопровержимую
связь — яркость увеличивалась вместе с периодом 1. Сообщая об этом
результате, Эдвард Пикеринг указал, что он ставит ряд интересных
вопросов «касательно их (звезд. — Ред.) распределения, связи со звездными
скоплениями и туманностями, различий в форме кривых изменения блеска,
а также очень большого разнообразия периодов».
Переменные звезды были разбросаны и в звездных облаках Млечного
Пути. Они получили название «цефеид» от Дельты Цефея — первой из
открытых переменных звезд этого типа. Но все эти звезды находились на
различных расстояниях от Земли, и их абсолютная величина еще не была
измерена.
Генриэтта Ливитт продолжала поиски переменных звезд в
Магеллановых Облаках и открыла их 2400 — до начала ее работы столько не
набралось бы по всем каталогам, вместе взятым. Взаимосвязь между
периодом и видимой величиной звезд в Магеллановых Облаках удалось
значительно уточнить, и она получила название «зависимость период —
светимость».
В Потсдаме молодой астроном Эйнар Герцшпрунг, прочитав
сообщение Пикеринга о соотношении, установленном Генриэттой Ливитт, понял,
что он располагает достаточным количеством данных для того, чтобы
определить среднюю истинную яркость цефеид Млечного Пути, хотя сделать
это для каждой отдельной звезды по-прежнему было невозможно.
Метод, разработанный Герцшпрунгом, не претендовал на точность,
так как исходил из предпосылки, которая заведомо не могла полностью
1 Существенно, что Ливитт изучала звезды в Магеллановом Облаке. Из-за его
большой удаленности можно было считать расстояния до всех звезд равными и тем
самым исключить эффект влияния расстояния на видимую яркость индивидуальной
звезды, — Прим. ред.
160

соответствовать действительности. Но выбирать не приходилось, если бы
только он не пожелал еще лет десять ждать более точных данных. Герц-
шпрунг предположил, что абсолютную звездную величину 1 всех цефеид
вблизи от Солнца можно считать одинаковой. Те, которые казались ярче,
он считал находящимися ближе к Земле, а в этом случае их видимое
движение по небу должно было оказаться более заметным. Чтобы
компенсировать такой чисто геометрический эффект, Герцшпрунг уменьшил видимое
движение наиболее ярких звезд и увеличил его для более слабых —
пропорционально предлагаемым расстояниям этих звезд от Земли.
Затем он допустил, что переменные звезды неподвижны по
отношению к большинству соседних звезд и что их видимое движение является
просто результатом движения Солнца среди звезд. А скорость и
направление этого движения уже были определены — 20 км/с в направлении
созвездия Лиры. Затем — примерно так же, как человек,, едущий в автомобиле,
может определить расстояние до какого-нибудь видимого ориентира,
установив, с какой скоростью этот ориентир проносится за окном,—
Герцшпрунг вычислил расстояние до «средней» переменной звезды.
Потом он сравнил абсолютную звездную величину своих переменных
звезд с видимой величиной обладающих тем же периодом переменных,
которые Генриэтта Ливитт открыла в Малом Магеллановом Облаке. И
таким образом он установил, что Малое Магелланово Облако находится от
Земли на расстоянии в 30 000 световых лет, то есть лежит у самого края
Млечного Пути.
Расчеты Герцшпрунга основывались на принципе единообразия —
важнейшем принципе, на котором строилась тогда вся астрономия: он
исходил из того, что свойства звезд, находящихся вблизи от Солнца, не
отличаются от свойств далеких звезд. Это и позволило ему предположить, что
переменные звезды по соседству с Солнцем можно во всех отношениях
сравнивать с переменными звездами Малого Магелланова Облака. В
пользу такой предпосылки свидетельствовало сходство кривых колебаний
блеска у звезд обоих этих групп и сходство их цвета. Но такое сходстзо — это
еще далеко не доказательство.
Когда Герцшпрунг опубликовал найденное им расстояние до Малогр
Магелланова Облака, это не вызвало среди астрономов особого волнения,
так как полученные им результаты, казалось,, говорили о том, что Облако
это представляет собой всего лишь изолированную часть Млечного Пути.
Джон Гершель в свое время исследовал и Большое и Малое Магеллановы
Облака и нашел в них такое разнообразие всяческих объектов, что не уо-
тоял перед соблазном и счел их настоящими галактиками,, никак не
связанными с нашей. Но доказать этого Гершель не мог, и Облака оставались
всего лишь любопытной диковинкой южного неба.
1 Абсолютная звездная величина является мерой истинной яркости звезд. Она
соответствует той видимой звездной величине, которую имела бы данная звезда,
будучи помещенной от Солнца на расстояние 10 пс — одинаковое для всех звезд. —
Прим. ред.
Ш

Результаты, полученные Герцшпрунгом, не изменили этой картины,
так как он не утверждал, что Облака находятся очень далеко от нас. В
своей публикации он исходил из неудачного предположения, а кроме того, она
содержала досадную опечатку — в результате создалось впечатление, будто
Малое Магелланово Облако находится совсем недалеко от Солнца, и
потому оно казалось не слишком большим и не таким уж интересным. Герц-
шпрунг определил расстояние до него в 30000 световых лет (а напечатано
было «3000 световых лет»), так что Облако превращалось в довольно
близкого соседа нашего Солнца. Дело в том, что Герцшпрунг, как это удалось
установить позднее,, считал цефеиды более красными, чем они были на
самом деле. Звезды Облака представлялись ему более яркими, чем были в
действительности, а следовательно, и более близкими. В основе его
ошибки лежало чистое недоразумение, поскольку Герцшпрунг не учел того
обстоятельства, что снимки Генриэтты Ливитт делались в синем свете, а
цефеиды вблизи Солнца снимались в красном, а тогда еще не существовало
методов, которые позволили бы внести необходимую поправку. В
результате Герцшпрунг преуменьшил расстояние почти в два раза: у него
должна была получиться цифра 50 000 световых лет. И в этом случае Малое
Магелланово Облако заслужило бы (во всяком случае, на время) название
самого отдаленного объекта, видимого на небе.
Герцшпрунг предположил, что все цефеиды подчиняются открытой
Генриэттой Ливитт зависимости период—светимость, и это дало ему
возможность определить расстояние до каждой из них в отдельности. Они
располагались во всех направлениях от Солнца — мы находились почти,
хотя и не совсем точно, в центре системы переменных звезд. Впервые
астрономы установили индивидуальные расстояния практически до всех членов
некоторой определенной группы звезд,, и результаты подтвердили
сделанный ранее вывод о том, что Солнце находится в центре звездной Вселенной.
Год спустя работавший в Принстоне Генри Норрис Рессел
независимо от Герцшпрунга, но приняв сходные предпосылки и оперируя
сходными данными, пришел к тому же заключению. В то время когда он был
поглощен составлением своих колоссальных таблиц, у него начал работать
многообещающий молодой ученый Харлоу Шепли.
В своих воспоминаниях, опубликованных в 1969 г., Шепли
рассказывает о том, как он попал в Принстон. После окончания школы он некоторое
время работал газетным репортером и решил поступить на отделение
журналистики в Университете штата Миссури в Колумбии. Он приехал туда,
имея за душой ровно двести долларов, и узнал, что отделение будет
открыто только через год. Он рассказывает:
«Я уже совсем настроился получить университетское образование,
и вдруг выясняется, что мне некуда поступать. «Я им покажу!» —
вот, наверное, что я тогда почувствовал. Я открыл список курсов,
читавшихся в то время в университете, и мое самолюбие получило новый
укол. Первое место в списке занимала «ар-хе-о-ло-ги-я» — я, правда,
162

примерно представлял себе, какая наука скрывается за этим словом,
но не был уверен, что сумею правильно его произнести!
Я перевернул страницу и прочел: «ас-тро-но-ми-я». В
произношении этого слова я не сомневался, что и решило дело.
С этого момента все пошло как нельзя лучше — я нашел свое-
место».
В 1910 г. Шепли получил степень бакалавра и отправился в Принстон,
где начал заниматься затменными переменными и развил несколько новых
идей «об определении расстояний до затменных переменных путем
изучения их цвета и спектра, что предшествовало теориям о цефеидах».
Это замечание, также взятое из его воспоминаний, указывает на
тесную взаимосвязь между затменными переменными и цефеидами в работах.
Рис. 53. Схематическое изображение пульсирующей звезды (не путать с
пульсаром! — Ред.).
Изменение размеров и температуры звезды проводит к тому, что ее яркость периодически
изменяется.
Шепли — ваимосвязь, которая отчасти объяснялась все еще
сохранившимися неясностями в вопросе о природе этих звезд и трудностями их
распознавания.
Занимаясь затменными переменными, Шепли обнаружил, что
существует возможность определить расстояния до отдельных звезд без помощи
тригонометрического метода, приложимого только к блия^айшим соседям
Солнца. Даже для очень удаленной от нас затменной переменной звезды
можно узнать все необходимое о размерах и истинной яркости ее членов, а
затем рассчитать расстояние до нее, исходя из ее видимой яркости.
Новый метод заключается в следующем.
Представьте себе две звезды, обращающиеся вокруг общего центра
так, что их орбиты лежат в одной плоскости; если Земля также
расположена в этой плоскости,, каждая из этих двух звезд периодически заслоняет
от нас свет другой. Если они находятся очень близко друг от друга —
например, на расстоянии, равном их диаметру, — то затмения будут видны
в относительно широкой полосе, лежащей вблизи плоскости их орбит.
Такие «затменные переменные» в телескопе выглядят как одна звезда, и блеск
их остается практически постоянным, за исключением периодов затмений,
когда он резко ослабевает.
Предположим, что одна из этих звезд много меньше другой, но
температура ее гораздо выше, а потому ее светимость окажется такой же, как у
другой звезды. В этом случае, когда малая звезда скроется за большой,
количество доходящего до нас света уменьшится вдвое. Так будет происхо-
163

Рис. 54. Схематическое изображение затменной переменной.
Если две звезды обращаются друг вокруг друга по орбитам, лежащим в плоскости нашего
зрения, они будут поочередно перехватывать часть получаемого нами от них света. На этом
рисунке представлен случай, когда меньшая звезда горячее, чем большая. Когда затмевается
более горячая звезда, вся система излучает заметно меньше света; когда же затмевается более
холодная звезда, суммарное излучение уменьшается лишь незначительно.
дить на каждом обороте, а второе уменьшение светового потока, когда
малая звезда скользит по диску большой, будет очень слабым, и, возможно,
выявить его смогут лишь очень точные измерения. Предположим далее, что
интервал между глубокими затмениями равен десяти суткам, а само
затмение длится сутки. Р1з этого мы узнаем, что диаметр большой звезды
составляет ровно одну десятую окружности орбиты, по которой она обращается
вокруг малой звезды, при условии,, что эта орбита представляет собой
правильный круг.
Окружность орбиты можно определить, измерив скорость
орбитального движения звезды с помощью спектроскопа и умножив ее на время
одного оборота. Это позволит нам установить истинный диаметр большой
звезды и общую площадь ее поверхности.
Затем нам нужно будет узнать яркость каждой единицы поверхности
звезды — например, каждого квадратного метра. Сделать это можно,
изучив цвет звезды и использовав довольно хорошо известное соотношение
яркости и цвета. Умножив яркость каждого квадратного метра звезды на
площадь ее поверхности, мы получим общее количество излучаемого ею
света. А сопоставив его с видимым блеском звезды, мы узнаем расстояние
до нее.
164

Такова — в упрощенном виде — работа, которую проделал Шепли для
своей диссертации. На самом деле она еще усложнялась такими факторами,
как вытянутость орбит, неравномерное распределение света по поверхности
звезд, тем, что в действительности звезды не проходят друг перед другом,
и т. д.
Шепли пишет, что дни в Принстоне были счастливыми днями, так как
затменные переменные звезды оказались подлинной золотой россыпью,
«которую еще никто как следует не разрабатывал». В 1913 г. диссертация
Шепли была опубликована, и он сразу оказался в центре внимания
астрономов всего мира.
В восьми милях от Пасадены (штат Калифорния), поднимаясь на
полтора километра над плоской долиной Лос-Анджелес, высится гора Маунт-
Вилсон. На вершине этой горы Джордж-Эллери Хэйл построил в 1904 г.
обсерваторию для наблюдений за Солнцем, а в 1907 г. упряжка муллов
доставила туда по проселочной дороге стеклянный диск шестидесяти
дюймов в диаметре. Ему предстояло стать собирающим зеркалом самого
большого в мире телескопа, предназначенного для фотографических
исследований света звезд.
К концу XIX века фотография произвела революцию в
астрономических измерениях, обеспечив точность, сохраняемость и обилие материала, о
каких не мечтали астрономы прошлого, щурившиеся сквозь свои
медные телескопы на пляшущие изображения светил. Обсерватория Маунт-
Вилсон, вооружившись шестидесятидюймовым телескопом, вскоре начала
превращаться в своего рода астрономическую Мекку, куда съезжались
ученые со всего мира, чтобы ознакомиться с коллекцией фотографик, которую
непрерывно пополнял быстро растущий штат научных сотрудников.
Хэйл слышал про Шепли и выразил желание познакомиться с ним.
Они встретились в нью-йоркском отеле и говорили только об опере и
театре, что сильно расстроило Шепли. Однако вскоре он получил приглашение
работать в обсерватории Маунт-Вилсон.
Там Шепли прежде всего решил подробнее изучить изменение блеска
у цефеид и попробовать установить причины этого изменения. В его уме
уже складывалась модель пульсирующей звезды — одиночной звезды,
поверхность которой вздымается и вновь опадает, точно прибой,, выбрасывая
во внешнее пространство волны тепла и света. Не располагая точной
теорией такой пульсации, он не мог предсказать колебания блеска подобной
звезды, однако даже элементарные физические соображения позволяли
выдвинуть одно важное положение: период пульсации должен зависеть
только от плотности звезды, то есть произведение периода пульсации
звезды на корень квадратный из ее плотности должно быть постоянным
для всех звезд. Другими словами, звезды, уступающие по плотности
нашему Солнцу, должны пульсировать с более длинным периодом —
уменьшение плотности вчетверо означает удлинение периода вдвое.
(Будь Солнце пульсирующей звездой, период его пульсации составлял
бы около часа, но оно не пульсирует, потому что склонность Солнца к пуль-
165

сации подавляется из-за некоторых особенностей его строения и состава 1.)
На близком расстоянии затменная переменная звезда совсем не
похожа на пульсирующую, но в отдалении это различие перестает быть
заметным, особенно если члены пары находятся близко друг к другу и световой
поток меняется почти непрерывно. Шепли показал, что большинство
цефеид должны составлять пульсирующие> а не затменные звезды, поскольку
допущение обратного приводило к нелепому выводу, будто одна звезда
находится внутри другой, то есть их должно было бы разделять расстояние,
меньшее суммы их радиусов. (В то время эта идея казалась нелепой, но
тем не менее сорок лет спутя она вновь возродилась, после чего опять
была отброшена.) Сделанный Шепли вывод о том, что цефеиды пульсируют,
подсказал направление дальнейших теоретических исследований и
исключил бесплодные гипотезы. Как все это повлияло на собственную работу
Шепли, мы узнаем от него самого:
«Когда я опубликовал свою статью, меня начала мучить мысль,
что я заимствовал эту теорию у Рессела. Ведь мы с ним ее обсуждали.
Я убедил себя, что взял ее у него, и собирался принести ему
письменные извинения. Студент крадет плодотворные идеи у своего
профессора — что может быть возмутительнее? Однако Рессел заявил, что
никогда не слышал об этой теории, да и в любом случае верной она ему
не кажется. Но она оказалась верной и выдержала испытание
временем, став собственно говоря, одной из основ астрофизики.
Все это породило во мне твердую уверенность, что на Маунг-Вил-
сон я смогу сделать что-то значительное, если только мне предоставят
такую возможность. И мне ее предоставили. Два-три года работы с
затменными переменными звездами помогли мне довольно быстро
достичь зрелости. Я понял, что способен сделать то, чего другие не
могут или не хотят сделать, а потому я приношу пользу».
По пути на Маунт-Вилсон Шепли посетил Гарвардскую обсерваторию,
где Солон Бейли сказал ему: «Когда вы там обоснуетесь, почему бы вам
не попробовать с помощью большого телескопа провести измерения звезд
в шаровых скоплениях?» Однако Шепли не имел возможности целиком
распоряжаться своим временем, так как ему поручили помогать Фредерику
Сирсу в изучении цвета и величины звезд Млечного Пути. Работа эта
была однообразной и скучной, но благодаря ей Шепли освоился с
шестидесятидюймовым телескопом, а также с методами наблюдений, которые позднее
очень пригодились ему при изучении шаровых скоплений. Он
рассказывает: «Собственные мои исследования на Маунт-Вилсон почти с самого
начала были посвящены определению расстояний до цефеид. Некоторые
цефеиды находятся в шаровых звездных скоплениях, и это меня также
1 Современные представления о причинах пульсации цефеид весьма сложны.
Согласно одной из наиболее полных теорий, развитой советским астрофизиком
А. С. Жевакиным, автоколебания внешних слоев звезды поддерживаются
колебаниями ионизационного равновесия гелия — попеременными переходами гелия во
внешних слоях звезды из нейтрального в ионизованное состояние. Цефеидами могут быть
лишь звезды с большим содержанием этого элемента при сравнительно низкой
плотности их внешних слоев. — Прим. ред.
166

интересовало, потому что расстояния (до скоплений.— Авт.), которые мы
получали, обрабатывая данные о затменных переменных, как будто
хорошо согласовывались с расстояниями до таких цефеид».
Шепли определял расстояния до переменных звезд в шаровых
скоплениях примерно так же, как это делал Герцшпрунг в своих ранних
работах, но он пошел в своем анализе дальше и попытался доказать, что
цефеиды поблизости от Солнца — звезды, которые изучали Герцшпрунг и Рес-
сел,— подчиняются открытой Генриэттой Ливитт зависимости период —
светимость. Доказав это, он получил бы возможность утверждать, что и
звезды шаровых скоплений подчиняются той же зависимости. Его
графики действительно показывали, что яркие цефеиды имеют более длительные
периоды. Все как будто подтверждало его доводы, а потому он
предположил, что все три типа переменных звезд (в Малом Магеллановом Облаке,
в шаровых скоплениях и вблизи Солнца) идентичны.
Это предположение позволило ему вычислить абсолютную величину
переменных в скоплениях, а затем, исходя из того, что ослабление их света
обусловлено лишь расстоянием, он по их видимой величине определил
расстояния до скоплений. Скоплений с переменными звездами было всего
около десятка, и Шепли стал искать способ, как измерить расстояние до
скоплений, не содержащих переменных звезд. Он установил, что самые яркие
звезды в скоплениях примерно в три раза ярче переменных, так что, даже
Рис. 55. Шаровые звездные скопления в созвездии Стрельца.
Шепли предположил, что эти слабые скопления, отмеченные на фотографии кружочками,
образуют сферический рой вокруг центра нашей Галактики.
167

не обнаружив в данном скоплении переменных звезд, Шепли мог
вычислить, какой яркостью они обладали бы, и, исходя из этого, определить
расстояние до скопления. Кроме того, диаметры скоплений казались более
или менее одинаковыми, а это позволило ему оценить расстояние до них и
по их видимым размерам. Таким способом он установил расстояния до
шестидесяти девяти скоплений, и нанеся их положение на схему, обнаружил,
что они образуют слегка уплощенную систему, в которой Солнце
расположено явно на периферии.
В среднем шаровые скопления находились гораздо дальше от Солнца,
чем цефеиды, изученные Герцшпрунгом, и общий центр их системы лежал
далеко за пределами местного звездного облака. Однако у них, как и у
спиральных туманностей, замечалась тенденция избегать плоскости
Млечного Пути.
Затем Шепли предположил, что по системе шаровых скоплений можно
определить центр нашей Галактики (рис. 55). В этом случае Солнце
оказывалось на значительном расстоянии от центра, а диаметр Галактики
получался раз в десять больше, чем было принято считать в то время. В наши
дни наиболее загадочным остается вопрос: почему, собственно, Шепли
решил, что именно эта группа объектов должна определять центр Галактики?
Сам он дает понять, что другого выбора у него не было, однако это
слишком уж упрощает ситуацию. Не одно и не два исследования
единодушно указывали, что Солнце находится неподалеку от центра Галактики и
что диаметр Галактики не превышает 30 000 световых лет. Стройность этой
картины нарушали одни только звездные скопления, — но нарушали
самым вопиющим образом, требуя для Галактики диаметра около 300 000
световых лет. Шепли предпочел определить центр Галактики, исходя из
исключения. И немедленно возникли разногласия.
Однако, несмотря на исключительный характер шаровых скоплений,
астрономы, даже не согласные с Шепли, не отрицали, что скопления эти
расположены внутри Галактики и что относительные расстояния,
указанные им для отдельных скоплений, верны. Они отказывались лишь
принимать абсолютные расстояния. Шепли сформулировал проблему следующим
образом: если бы удалось доказать правильность расстояния хотя бы до
одного-единственного скопления, тогда определились бы и остальные
расстояния и центр Галактики был бы найден.
Астрономы готовы были согласиться с периферическим положением
Солнца, но только не с гигантскими размерами Галактики. Одна из причин
этого заключалась в том, что полученные Шепли размеры противоречили
представлению о спиральных туманностях как об островных вселенных.
Сам Шепли говорил, что спиральные туманности не являются истинными
галактиками, и считал их то членами нашей Галактики, то спиральными
облаками газа вблизи ее границ.
Он выдвигал два довода в пользу того, что спиральные туманности
гораздо меньше нашей Галактики. Во-первых, один из астрономов на Муант-
Вилсон, Адриан ван Маанен, обнаружил вращение некоторых спиральных
туманностей. Если бы они являлись внешними галактиками, то, чтобы
быть видимым, их вращение потребовало бы истинных линейных скоростей
168

Рис. 56. Шестидесятидюймовый рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон.
С помощью этого инструмента Шепли провел свои наблюдения центра Млечного Пути.
вращения* намного превосходящих скорость света. Из этих наблюдений,
если они отвечали действительности, следовало, что спиральные
туманности находятся внутри Млечного Пути.
Второй аргумент Шепли опирался на появление новой в туманности
Андромеды. В 1885 г. вблизи центра этой спирали появилась звезда,
яркость которой сравнялась с яркостью всей туманности. Если ее яркость
соответствовала яркости новых внутри Млечного Пути — а расстояние до
169

некоторых из них было известно — то, как указывал Шепли, спиральные
туманности должны были находиться не только внутри нашей системы,
но даже не у самых ее границ. Кроме того, сама мысль о том, что
отдельная звезда могла сравняться по яркости с целой галактикой, казалась по
меньшей мере несуразной, а из этого также следовало, что спиральные
туманности много меньше нашей Галактики.
Особенно последовательно возражал Шепли сотрудник Ликкской
обсерватории Хебер Кертис. Он считал, что Шепли напрасно использовал в
своей работе цефеиды, и утверждал, что тот чрезвычайно завысил размеры
Галактики.
В 1920 г. Национальная академия паук США устроила публичное
обсуждение- проблемы с участием обоих ученых. Историки позже назвали его
Великим диспутом, и в анналах американской науки, пожалуй, трудно
найти что-либо подобное, однако, судя по воспоминаниям Шепли,
опубликованным в 1969 г., тогда он отнесся к этой дискуссии совсем по-другому:
«Относительно самого «диспута» должен сказать, что я давным-
давно позабыл все это... Но лет восемь-десять назад о нем снова
заговорили. Меня очень удивило, что его рассматривали как весьма
важный поворотный пункт, как историческое событие — ведь в то время
мне казалось, что ничего особенного не происходит... По-моему, слово
«диспут» тогда употреблено не было. Просто симпозиум — Кертис
прочел доклад,, я прочел доклад, и каждому дали слово для ответа».
На трибуне Шепли обобщил свои прежние доводы в пользу гигантских
расстояний, отделяющих от нас шаровые скопления, и в заключение
указал, что теория, отстаивающая спиральные туманности как «островные
вселенные», вероятно, выстоит или падет вместе с гипотезой малой
галактической системы». Если Галактика действительно окажется такой
большой, как утверждал Шепли, она скорее всего поглотит и спирали.
Кертис настаивал, что спиральные туманности сопоставимы с нашей
Галактикой. Он утверждал, что определение абсолютной величины цефеид
отнюдь не так достоверно, как можно заключить из доклада Шепли.
Новые данные, а также те старые данные, которые Шепли не использо-
вал> чрезвычайно противоречивы, а потому, согласно его мнению, «данные
наблюдения по сей день не подтверждают существования зависимости
период — светимость для галактических цефеид... и разумнее будет
подождать с выводами».
Говоря о новых, Кертис указал, что «разделение их на два класса не
представляется невозможным», то есть новые, наблюдающиеся в
спиральных туманностях,, могут быть ярче обычных новых в пределах Млечного
Пути. А если так, то спиральные туманности могут быть внешними
галактиками.
Симпозиум, естественно, ничего не прояснил. Для этого требовались
новые факты. В своих воспоминаниях Шепли пишет:
«Во всяком случае, дискуссия оказалась очень приятной, и
темой ее были масштабы Вселенной. Именно об этом я приготовился
говорить и говорил, и, мне кажется, в «диспуте» я победил, если
ограничиться официальной темой. Я был прав, а Кертис ошибался в
170

самом главном пункте — в оценке размеров, в масштабе. Наша
Вселенная очень велика, а он рассматривал ее как маленькую. С самого
начала Кертис подбросил другой вопрос — находятся ли спиральные
галактики внутри нашей системы или вне ее. Он утверждал, что вне
ее. Я сказал: «Что они такое, я не знаю> но некоторые данные
указывают, что они находятся не вовне».
Но это не относилось к официальной теме. И здесь Кертис
одержал победу. Я ошибался, потому что ставил на измерения движений
в спиралях, сделанные ван Мааненом. Если обнаруживаются
большие (видимые.— Авт.) движения, значит, мы имеем дело с чем-то,
расположенным близко. Я считаю моим промахом то, что я так слепо
доверял тут моему другу ван Маанену, а он неправильно разобрался
в (видимом. — Авт.) движении галактик, то есть в их движении
поперек луча зрения. Хотя Кертис, Хаббл и еще кое-кто отвергали
измерения ван Маанена и сомневались в его выводах, я его
поддерживал».
Вскоре стало ясно, что в этом диспуте оба они равно и, победили, и
потерпели поражение. Шведский астроном Кнут Лундмарк показал, что
действительно существуют два тппа новых—обычные, которые при
вспышках достигают яркости, в 10 000 раз превосходящей яркость Солнца, и
сверхновые, которые способны стать в 10 000 раз ярче самой яркой новой.
Таким образом, сверхновые сравнимы по яркости со всем Млечным Путем
в целом, и считается, что новая 1572 г., которую наблюдал Тихо Браге,
была сверхновой. Когда выяснилось это различие, главный довод против
островных вселенных отпал сам собой. Позже было доказано, что
измерения ван Маанена неверны, и второй довод Шепли в пользу малых
размеров спиральных туманностей также оказался опровергнутым.
С другой стороны, метод Шепли с использованием цефеид для
измерения расстояний до звездных скоплений получил подтверждение и стал
наиболее важным методом астрономических измерений.
В 1921 г. Шепли покинул Маунт-Вилсон и стал директором
Гарвардской обсерватории, заняв один из самых почетных постов, доступных для
астронома Соединенных Штатов. Его старый наставник Рессел был
крайне удивлен согласием Шепли и, по словам последнего, воскликнул: «Ах,
нет! Ну зачем вам это нужно?» А еще один астроном писал своему другу:
«Не будет же Шепли так глуп, чтобы стать каким-то директором
обсерватории».
Уехав с Тихоокеанского побережья, Шепли расстался с большими
телескопами, и трудно отказаться от мысли, что его решение в какой-то
мере объясняется разочарованием: он был так близок к тому, чтобы узнать в
спиралях внешние галактики,, и не сделал этого открытия! О том же
свидетельствует и уже цитированное заявление Шепли о споре с Кертисом,
а также его более позднее истолкование собственной работы, в котором
он намекает, что произвел революцию, убрав человека из центра
Вселенной. Исторически это не точно: к 1920 г. человек уже низвел себя с престо-
171

Рис. 57. Современное представление о нашей Галактике.
Это ее схематический вид сбоку. Солнце расположено в левой ее части, шаровые звездные
скопления показаны большими светлыми точками. Темное расщепление в диаметральной
плоскости — это тонкий слой межзвездной пыли, которая ослабляет свет звезд и других галактик.
В настоящее время диаметр всей системы оценивается в 75 000 световых лет (цифры на
рисунке— это расстояния в парсеках.— Пер.). Такое представление о нашей Галактике сложилось
в результате исследования внешнего вида других галактик (сравните, например, рис. 65).
ла, и Шепли оставалось только обнаружить, где, собственно, находился
этот престол.
Но я считаю, что есть и другое, более удовлетворительное объяснение
этого решения Шепли и всей его дальнейшей деятельности. Переговоры
о Гарвардской обсерватории велись с ним еще до того, как было доказано,
что спиральные туманности представляют собой отдельные галактики, а
Шепли отличался честолюбием. Измерив расстояние до центра
Галактики, он, наверное, задумался над тем, что же можно сделать еще, чтобы
удержаться на высоте этого достижения. Найти ответ на такой вопрос
казалось тем труднее, что, по его мнению, спиральные туманности были
второстепенными объектами, и измерение расстояний до них только
ослабило бы впечатление от его прежних работ.
И вот он стал общественным деятелем и администратором: он
руководил своей обсерваторией, содействовал приглашению иностранных
ученых в Америку, помогал организовывать ЮНЕСКО. Короче говоря, он
сделал то, что до него сделали Джон Гершель, Исаак Ньютон и многие,
многие другие: он ушел из науки.
Я знавал Шепли, когда был аспирантом в Гарварде. В каждое
полнолуние человек двадцать студентов и аспирантов являлись к нему домой, где
в просторной комнате на большом столе уже были разложены головолом-
172

ки, газетные вырезки, новые книги и журналы. Около получаса мы
развлекались кто как мог, а он расхаживал по комнате, поглядывал на нас,
шутил или помогал безнадежно запутавшемуся студенту решить задачу.
Потом мы рассаживались вокруг стола и вдохновляемые им в течение
примерно двух часов предавались увлекательной беседе.
Мне больше не приходилось встречать такого цепкого ума, такого
гибкого чувства юмора и такого полного отсутствия того, что принято
называть скромностью. Он подстегивал и раздразнивал нас, он рассказывал
нам то, что нам следовало бы знать, или то, чего, как мы отлично
понимали, нам знать совершенно не требовалось. Отсутствие благоговения перед
авторитетами у Шепли нередко приводило к самым неожиданным
последствиям. В речи после обеда, на котором я присутствовал, он назвал
Альберта Эйнштейна «святым Альбертом» и заставил меня усомниться, не
чересчур ли я преклоняюсь перед Эйнштейном. Он утверждал, что именно
от него, Шепли, Роберт Фрост получил идею своего стихотворения «Огонь
и лед». И я хочу верить в это, так как мне нравится воображать их вместе
в одной комнате — знаменитого поэта и знаменитого астронома.
ГЛАВА 19. В ЦАРСТВЕ ТУМАННОСТЕЙ
Двадцать восьмого августа 1907 г., когда мулы тащили зеркало
шестидесятидюймового телескопа вверх по склону Маунт-Вилсон, Хэйл
получил извещение, что во Франции по его заказу отлито стодюймовое
зеркало, которое высылается в Калифорнию. Денег на постройку стодюймового
телескопа у обсерватории не было, однако Хэйлу удалось заинтересовать
этим делом Дж. Хукера, одного из своих богатых знакомых, и тот
пожертвовал 45 000 долларов на зеркало.
Стодюймовое зеркало благополучно прибыло в Калифорнию... и
горько разочарованный Хэйл приказал убрать его на склад: оказалось весь
диск насквозь пронизан пузырьками, так как стекло, выливавшееся при
изготовлении из разных горшков, по-видимому, плохо перемешивалось.
Огорченный Хэйл послал на фабрику распоряжение отлить новый диск, что и
было сделано в 1910 г., когда вступила в строй еще одна печь. На этот раз
диск даже не пришлось везти в обсерваторию — он треснул при охлаждении.
Примерно тогда же у Хэйла случилось первое из его нервных
расстройств, которые в дальнейшем не раз повторялись. Пожертвованные
деньги были израсходованы, а даритель скончался. Надежды на постройку
нового телескопа, казалось, не было никакой, но тут Хэйл решил все-таки
попытаться использовать первый диск,, и оптики начали шлифовать и
полировать его. Все шло прекрасно до того момента, когда понадобилось
измерить кривизну поверхности зеркала, чтобы внести необходимые
поправки при заключительной полировке. Огромный диск
поставили вертикально и направили на него свет небольшой лампы, который,
отражаясь от его поверхности, почти весь попадал на лезвие бритвы и
перехватывался им. Будь зеркало безупречно сферичным — необходимый
этап на пути к желаемой параболе,— лезвие одновременно перерезало бы
173

весь пучок лучей,, а при малейшем отклонении от идеала часть лучей
проходила мимо лезвия и их можно было увидеть с помощью небольшого
телескопа 1.
Оптик обнаружил, что зеркало как будто прогнулось посередине,
точно не выдержав собственного веса. Он повернул зеркало вокруг оси, и оно
вновь как будто прогнулось. Это вызвало общее недоумение, поскольку
все считали, что такое твердое стекло изгибаться не может. Никто ничего
не понимал, но одно не вызывало сомнений: если зеркало до такой степени
слабо, ему место только на свалке.
Но тут выяснилась совершенно неожиданная причина этого
искажения. Воздух в помещении оказался плотнее у нижней части зеркала, чем
у верхнего его края, и хотя для меньших зеркал эта разница была
незначительной, со стодюймовым зеркалом дело обстояло иначе: лучи лампы
изгибались в воздухе, создавая впечатление, что зеркало прогнулось.
Это техническое затруднение было устранено, и все пошло как надо.
Однако волнения, пережитые в связи с этим и другими событиями,
сказались на здоровье Хэйла, и врачи предписали ему полный покой. Он
отправился в поездку по Европе и Египту, где узнал, что миллиардер Эндрю
Карнеги пожертвовал 10 000 000 долларов Фонду Карнеги, причем
подразумевалось, что значительная сумма будет передана, в частности,
обсерватории Маунт-Вилсон. Но даже это известие сказалось на нервном
состоянии Хэйла неблагоприятно — по словам одного его знакомого, у него
наблюдались приливы крови к голове,—и, вернувшись в Соединенные
Штаты, где его ждали новые заботы и несчастья: болезнь жены, ссоры
среди сотрудников, эпилепсия у кого-то из них и многое другое,— он
согласился пройти курс лечения з специальном санатории.
Вскоре он настолько поправился* что уже вновь мог вести научные
исследования, путешествовать, руководить обсерваторией и
организовывать новые проекты. К 1913 г. на массачусетских верфях была завершена
конструкция для стодюймового телескопа. Ее доставили в Калифорнию
на пароходе через Панамский канал и установшга на бетонных опорах на
вершине Маунт-Вилсон. К весне 1917 г. огромное зеркало было почти
готово, и Хэйл энергично набирал новых сотрудников.
Шестого апреля 1917 г. Соединенные Штаты вступили в первую миро-
Бую войну, и вскоре после этого Хэйл получил телеграмму от Эдвина Хаб-
бла, молодого человека, которого он пригласил работать в обсерватории:
«Сожалением должен отказаться тчк еду воевать».
Хабблу было тогда двадцать семь лет. Он уже избежал соблазна стать
профессиональным боксером, три года учился в Англии на стипендию Род-
са, около года подвизался на поприще юриспруденции, а затем получил
степень доктора астрономии в Чикагском университете.
1 Автор описывает так называемый теневой метод Фуко, применяемый при
испытании зеркал. Точечный источник света помещается в центре кривизны зеркала
и, по законам геометрической оптики, там же фокусируется отраженный от зеркала
пучок лучей. Бритвенное лезвие используется в качестве непрозрачного экрана с
тонким прямым краем. — Прим. ред.
174

Рис. 58. Стодюймовый телескоп обсерватории Маунт-Вилсон.
Именно с помощью этого инструмента Хаббл осуществил большинство своих исследований
в «царстве туманностей». Постройка телескопа была закончена в 1917 г., он продолжает
работать и до сих пор.*
* Астрономические телескопы вообще являются самыми долгоживущими приборами Ни
один из крупных инструментов такого рода, построенных в начале века или даже ранее, не
выброшен на свалку. — Прим. ред.
По меньшей мере в одном отношении научная карьера Хаббла
напоминает научную карьеру старшего Гершеля --оба они специализировались
совсем в другой области, а потом стали профессиональными астрономами.
В своей семье Хаббл был пятым из семи детей, которых воспитывали в
условиях самой суровой дисциплины. Отец служил в чикагской страховой
фирме, и его дети твердо усвоили, что сами должны зарабатывать себе
на жизнь. Эдвин родился в 1889 г. и, по-видимому, очень рано
заинтересовался астрономией.
В школе Эдвин отличался большой живостью — и умственной, и
физической. Рассказывают, что директор школы, поздравляя его со стипендией
Чикагского университета, заметил: «Я ни разу не видел, чтобы вы хоть
десять минут просидели за уроками». В университете он занимался боксом,
легкой атлетикой и баскетболом, а в армии научился ездить на мотоцикле.
175

Поступив в университет в 1906 г., Хаббл занимался репетиторством и
работал в лаборатории Роберта Милликена, ставшего позднее одним из
самых знаменитых американских физиков, но, хотя эта работа привила ему
вкус к лабораторным исследованиям, посвятить себя физике он не захотел.
Вместо этого он на стипендию Родса отправился в Оксфорд,, где изучал
римское и английское право, причем настолько успешно, что по возвращении
в Соединенные Штаты в 1913 г. сдал необходимые экзамены и получил
диплом юриста.
Но юристом он пробыл всего год, а затем, по его собственным словам,
решил «бросить юриспруденцию ради астрономии»; пусть даже он
окажется второсортным, а то и третьесортным астрономом, «важна-то сама
астрономия». Он вернулся в родной Чикагский университет как аспирант
кафедры астрономии, работал в Йеркской обсерватории и писал диссертацию, в
которой были использованы фотографии слабых туманностей. Следующий
отрывок из его диссертации показывает, как представлял себе Хаббл
загадку туманностей, когда он в 1917 г. окончил аспирантуру и ушел в
армию.
«О природе туманностей известно чрезвычайно мало, и пока еще
не было предложено никакой подходящей классификации их. Даже не
сформулировано точное определение. Главные их черты таковы: они
находится вне нашей Солнечной системы, обладают достаточно
различимой поверхностью и не разрешаются на отдельные звезды... По
крайней мере некоторые из больших диффузных туманностей,,
связанных со звездами, как это видно даже невооруженным глазом,
находятся в пределах нашей звездной системы, тогда как другие —
большие спирали с их огромными... скоростями движения (к Земле и от
Земли.— Авт.) и незаметным собственным движением (по
небосводу—Лег.), по-видимому, находятся вне нашей системы. Планетарные
туманности — газовые, но четко очерченные, — возможно, лежат в
пределах нашей звездной системы, но на громадных расстояниях от
Земли.
Кроме этих классов,* существуют еще неисчислимые слабые
туманности — смутные мазки на фотопластинках, лишенные четких
очертаний. Это могут быть планетарные или спиральные туманности, или
же еще какая-то совершенно иная их категория. Они даже могут быть
вообще не туманностями, а скоплениями. Для разрешения этих
вопросов требуются инструменты более мощные, чем те, которыми мы
располагаем».
Диссертация Хаббла не разрешила проблемы, но, по-видимому, все
время, пока он работал над ней, в нем крепло убеждение, что маленькие
туманности находятся за пределами нашей Галактики, и, несомненно, ему
не терпелось начать их исследование с помощью телескопов обсерватории
Маунт-Вилсон.
Вскоре после того, как Хаббл вступил в армию, стодюймовый телескоп
на Маунт-Вилсон был наконец закончен. Зеркало подняли на вершину
горы в июле 1917 г. В то время Хэйл находился в Вашингтоне, где он
исполнял обязанности председателя только что созданного Национального на-
176

учно-исследовательского совета. В ноябре новый телескоп уже можно
было опробовать, и Хэйл приехал в Маунт-Вилсон вместе с одним из
сотрудников обсерватории Уолтером Адамсом и поэтом Альфредом Нойесом,
брат которого Артур знал Хэйла еще студентом Массачусетского
технологического института и работал с ним в Вашингтоне. Биограф Хэйла Райт
так описывает эту достопамятную ночь:
«Хэйи взобрался вместе с Адамсом по узкой длинной железной
лестничке на наблюдательную площадку. Внизу освещенный слабым
красным светом ночной дежурный нажал на кнопки управления*..
Площадка поднялась и повернулась. Купол, в открытом люке которого
виднелось звездное небо, повернулся в обратном направлении.
Повернулся и телескоп, нацелившись на сверкающий Юпитер.
Едва телескоп был наведен на Юпитер, как Хэйл прильнул к
окуляру, изнывая от нетерпения узнать, увенчались ли успехом все эти
долгие годы напряженных усилий. Он посмотрел — и ничего не
сказал, но выражение его лица выдало охвативший его ужас. За ним
посмотрел Адаме, и на его лице появилось то же выражение. Оба они
словно оледенели: вместо одного изображения они увидели их в
окуляре шесть или семь, наложенных друг на друга».
Зеркало словно распалось на несколько плоских кусков,, и каждый
давал свое изображение планеты. Сделать они ничего не могли — оставалось
только сидеть и ждать в надежде, что под влиянием ночной прохлады
зеркало вновь приобретет обычную форму. Для такой надежды у них были
некоторые основания, поскольку днем рабочие забыли закрыть люк башни
и солнце могло нагреть зеркало.
Весь вечер Хэйл не давал покоя Иойесу, доказывая, что ему
следует писать о битвах во имя знаний, а не о битвах между людьми. Позже
Нойес последовал его совету и написал эпическую поэму «Стражи неба»,
в которой нашел отражение и вечер вступления в строй стодюймого
телескопа.
Там, в вышине,
Я знал, стоят разведчики небес,
Готовые просторы штурмовать,
Чтоб новые миры открыть науке.
Четверть века
Они к минуте этой шли...
Но, как говорит Хелен Райт, Нойес «совершенно не отобразил всего
драматизма событий этой ночи. Он не описал тягостных часов, которые
последовали за первым жутким взглядом в окуляр». Они спустились и
начали прогуливаться возле башни, поглядывая на огоньки внизу в долине.
«Договорившись встретиться через три часа, они отправились
вздремнуть. Хэйл лег, не раздеваясь, но заснуть не мог. Час спустя
он встал и начал листать детективный роман, но и это не помогло.
В половине третьего он вернулся к стодюймовому телескопу. Вскоре
к нему присоединился Адаме, который признался, что и ему было не
до сна. Они снова поднялись в башню и вскарабкались на
наблюдательную площадку.
177

К этому времени Юпитер уже скрылся на западе. Они навели
телескоп на сияющую голубую Бегу. Хэйл с трепетом снова нагнулся к
окуляру. Он испустил ликующий вопль, и Адаме понял, что все в
порядке».
Телескоп работал превосходно. «Мучились они совершенно напрасно».
Летом 1919 г. Хаббл вернулся из Франции и тут же принял
предложенное Хэйлом место. Сначала он сосредоточил все внимание на
туманностях в пределах нашей Галактики. Он предположил, что свет диффузных
туманностей — наиболее типичным примером такой туманности может
служить Большая туманность Ориона — это свет звезд, который в
некоторых туманностях отражается твердыми частицами, а в других поглощается
и вновь излучается отдельными атомами. Состоит ли туманность из
пыли или из газа, это, по его мнению,, должно было зависеть от ее плотности
и от температуры находящихся в ней звезд. Его догадка впоследствии
подтвердилась. Звезды с температурой выше 20 000°С превращают в пар
любое вещество вблизи себя, оставляя только газ; менее горячие звезды
могут быть окружены пылью. Пыль же частично отражает звездный свет,
не изменяя его спектра !.
Поэтому с помощью спектрографа можно различать эти два вида
туманностей, так как излучение пылевой туманности имеет те же
характерные черты, что и падающий на нее свет звезд, тогда как излучение газовой
туманности обладает своими особенностями — например, светлыми
(эмиссионными.— Ред.) линиями в спектре,— которые отсутствуют в спектре
звезды и специфичны для газа, составляющего данную туманность. В
зависимости от процесса возникновения излучения, которое туманности
посылают в пространство, их делят на «отражательные» и «эмиссионные».
Важнейшим моментом в исследованиях Хаббла было открытие того
факта, что эмиссионные туманности всегда связаны с голубыми, очень
яркими звездами; собственно говоря, туманности эти могут служить
указателями голубых звезд. Когда Хаббл обнаруживал звездную систему со
слабыми эмиссионными туманностями, он заранее знал, что вскоре
обязательно найдет и голубые звезды, а слабость видимого блеска этих голубых звезд
явится свидетельством колоссального расстояния, на котором находится от
нас вся система.
Интерес к исследованию спиральных туманностей особенно возрос
благодаря одному случайному открытию. Г. У. Ричи — оптик, помогавший
Хэйлу превратить дефектный стеклянный диск в безупречное стодюймо-
1 На самом деле все это много сложней. Достаточно толстый слой пыли может
вызывать ослабление проходящего света — различное на разных длинах волн.
Поглощенная энергия нагревает пыль, которая начинает испускать интенсивное, но
невидимое инфракрасное излучение. Наконец, пыль как-то способна выживать в
окрестностях горячих звезд. Впрочем, не только во времена Хаббла, но еще лет 10—15
назад картина действительно представлялась довольно простой. — Прим. ред.
178

вое зеркало, — в 1917 г. обнаружил на фотографии туманности NGC 6946 *
новую звезду, а затем нашел на старых пластинках еще две новые звезды
в туманности Андромеды, М 31, оставшиеся в свое время незамеченными.
Когда он сообщил об этом, Г. Д. Кертис просмотрел старые фотографии
Ликкской обсерватории и в свою очередь отыскал еще три новые в двух
других спиральных туманностях. Открытие всех этих новых наводило на
мысль, что спиральные туманности представляют собой звездные системы
и, что составляющие их звезды, возможно, удастся исследовать.
Шведский астроном Лундмарк, работая в обсерватории Маунт-Вил-
сон, получил там спектры отдельных ярких объектов в спиральной
туманности М 33, подтверждавшие предположение, что некоторые из этих
объектов действительно могут быть звездами. Затем Дж. Дункан, профессор
астрономии Уэлсли-колледжа и постоянный гость обсерватории,
обнаружил в туманности М 31 несколько переменных звезд, и стало очевидным,
что в спиральных туманностях действительно открыты звезды.
В обсерватории Маунт-Вилсон телескопическая камера с
десятидюймовым объективом все время выискивала в небе объекты, достойные
дальнейшего изучения с помощью больших рефлекторов. Особое внимание
привлекли странные черты объекта NGG 6822, неправильной туманности,
которую открыл в 1866 г. американский астроном Э. Э. Барнард, заметивший,
кроме того, что за год эта туманность как будто увеличилась. «Возможно,
это переменная туманность», — предположил он. Однако эти наблюдения
проводились без помощи фотографии, и в 1925 г. Хаббл пришел к
заключению, что видимые изменения были иллюзией, возникшей из-за
применения различных увеличений. А внимание к себе эта туманность привлекла
по иной причине: она удивительно походила на Малое Магелланово
Облако, но только была гораздо меньше. В 1922 г. английский астроном
Ч. Д. Перрин писал: «Среди известных мне малых туманностей нет
ни одной, похожей на эту, — она напоминает Магеллановы
Облака». Он утверждал, что этот объект не может быть обычным узелком
Млечного Пути, поскольку содержимое его много богаче, а строение гораздо
сложнее. По его мнению, туманность эта могла относиться к тому же
классу, что и Магеллановы Облака, то есть NGC 6822 могла быть галактикой,
отдельной от нашей.
Дункан получил несколько фотографий, подтверждавших, что это
«замечательная группа звезд и туманностей», а два года спустя Хаббл начал
систематическое ее изучение — очевидно, потому, что NGC 6822 обещала
удовлетворить его интерес одновременно и к туманностям, и к галактикам,
лежащим вне нашей собственной. В течение следующих двух лет он,
используя большие рефлекторы, получил пятьдесят ее фотографий. Он
выискивал в них переменные звезды, исследовал пять диффузных туманностей,
погруженных в это облако, и подсчитал число звезд каждой величины,
видимых на занимаемой им площади.
1 Буквы NGC означают New General Catalogue — общий каталог 8000 наиболее
ярких туманностей и галактик, составленный Дрейером в 1888 г. на основе General
Catalogue Д. Гершеля. Вместе с позднейшими дополнениями этот каталог и сейчас
является едва ли не самым употребительным. — Прим. ред.
179

Хаббл обнаружил четырнадцать переменных звезд. Судя по кривым
изменения их блеска, одиннадцать из них были цефеидами. Хаббл
предположил, что они сходны с цефеидами, которые изучал Шепли. Если бы эта
гипотеза (он назвал ее принципом единообразия) привела к
противоречивым результатам, ее можно было бы отбросить, но до тех пор Хаббл
намеревался использовать ее как основу для измерения расстояний до
галактик и звездных облаков, содержащих цефеиды.
Хаббл изучал NGG 6822, чтобы установить, приведет ли принцип
единообразия к непротиворечивым результатам. Проверить это можно
было несколькими способами. Во-первых, для цефеид была характерна
привычная зависимость между периодом и видимой величиной. Основываясь
на значении абсолютной звездной величины, которую Шепли установил
для цефеид, находящихся вблизи Солнца, Хаббл получил расстояние до
исследуемого им облака в 700 000 световых лет, что намного превосходило
все измеренные до той поры расстояния. Как указывает сам Хаббл,, NGC
6822 была «первым объектом, с несомненностью отнесенным к области вне
нашей галактической системы».
Затем Хаббл рассмотрел, каким образом это расстояние скажется на
других характерных чертах облака и особенно при сопоставлении его с
Магеллановыми Облаками. Шепли коснулся этого вопроса и, по словам
Хаббла, «смело предположил аналогию с Магеллановыми Облаками и,
сравнивая угловые размеры, величины и светимость диффузных
туманностей, а также предположительные величины самых ярких звезд, получил
расстояние «порядка миллиона световых лет». Эта цифра достаточно
близка к той, которая была получена с помощью цефеид, и в ней воплощается
блестящий пример действия общего принципа единообразня природы».
Кроме того, Хаббл нашел еще одно подтверждение своей оценки.
Он сосчитал самые яркие звезды NGC 6822, построил график зависимости
числа звезд от их звездной величины и получил кривую, сходную с
кривыми для уже сосчитанного звездного населения в окрестностях Солнца.
Все признаки указывали на то, что «NGC 6822 является
изолированной системой звезд и туманностей типа Магеллановых Облаков, хотя
несколько уступает им по величине и находится гораздо дальше». С видимым
удовольствием Хаббл продолжал:
«Таким образом, на фундаменте цефеидного масштаба поднялось
стройное здание... Следовательно, принцип единообразия природы, по-
видимому, полновластно царит и в этой отдаленнейшей области
космического пространства. Этот принцип есть основная предпосылка
во всех экстраполяциях за пределы известных, доступных прямому
наблюдению данных, и строящиеся на нем предположения вполне
законны, пока не начинают противоречить сами себе... Цефеидный
масштаб... по-видимому, позволяет исследовать внегалактическое
пространство. NGC 6822 дает возможность осуществить критическую
проверку его пригодности для столь дерзкого предприятия, и результаты,
несомненно, свидетельствуют в его пользу».
180

Так Хаббл объявил о своем намерении исследовать внегалактическое
пространство, применяя критерий оценки расстояний, которым
пользовался Шепли в пределах Млечного Пути, — яркость цефеид.
Он принялся усердно разыскивать цефеиды в спиральной туманности
М 33, по яркости уступающей только М 31 — туманности Андромеды. Он
нашел тридцать пять цефеид. У всех них наблюдалась совершенно четкая
зависимость период — светимость, и, предположив, что они вполне
подобны переменным звездам Магеллановых ОблакоЕ, Хаббл вычислил, что
расстояние до М 33 должно в восемь раз превышать расстояние до Облаков.
Таким образом, эта туманность оказывалась удаленной от Млечного Пути
на 800 000 световых лет. Проверка расстояний с помощью других
критериев — наиболее ярких звезд, новых, малых туманностей — дала
согласующиеся результаты и вновь как будто подтвердила принцип единообразия.
Сообщение Хаббла произвело сенсацию и положило конец всем
спорам о природе спиральных туманностей. Они, несомненно, были
островными вселенными, лежащими вне пределов нашего Млечного Пути. Так
были открыты галактики.
Рис. 59. Переменные звезды (на фотографии помечены цифрами) в туманности
Андромеды.
Эта фотография поможет читателю понять, с какими трудностями связано их открытие. Оно
было значительно облегчено благодаря устройству, известному под названием «блинк-микро-
скоп»„ которое позволяет через один и тот же окуляр поочередно рассматривать две
фотографии, сделанные в разное время.
181

Два года спустя Хаббл опубликовал подробный анализ данных,
касающихся тз'манности Андромеды,, показав, что она подобна М 33. Однако
обе эти системы, казалось, были вдесятеро меньше нашей Галактики, если
принять ее модель, предложенную Шепли.
Многие астрономы не решались признать, что наша Галактика — это
такая же спираль. Некоторые считали, что, хотя мы, возможно, и
находимся вблизи центра типичной спиральной туманности, шаровые
скопления и Магеллановы Облака лежат слишком далеко от нас, чтобы входить
в ту же спираль. Мы как будто приютились среди целого набора галак-
0 15 30 45 0 10 20
О 70 20 30 О 5 10
Период, сутки
Рис. 60. Изменения блеска переменных звезд типа цефеид.
Изменения яркости четырех переменных в туманности Андромеды нанесены на график в
зависимости от времени, измеренного в сутках. Длительность периода изменения блеска каждой
звезды связана с ее абсолютной величиной. Как только такая зависимость была установлена
у звезд, входящих в нашу Галактику, Хаббл использовал ее для определения расстояний до
таких звезд, а следовательно, и до туманности Андромеды.
тик — неправильных Магеллановых Облаков, одного местного звездного
облака, которое могло быть и спиралью,, и еще одного объекта, центр
которого лежал далеко среди роя шаровых звездных скоплений, но форма его
оставалась неизвестной. Шепли назвал этот набор «внутренней
метагалактикой», указывая, что это нечто большее, чем просто одна галактика, и
описал Млечный Путь как рой «полупереваренных» звездных облаков.
Открытые Хабблом островные вселенные не вполне прояснили
природу нашей собственной системы. Отсутствующим звеном были шаровые
182

звездные скопления — ни в той, ни в другой спиральной туманности,
которые изучал Хаббл, их не оказалось.
В промежутке между опубликованием двух работ, в которых он
сообщал о том, что М 33 и М 31 представляют собой отдельные галактики,
Хаббл закончил общий обзор внегалактических туманностей и сумел
классифицировать их по очень простой схеме. В эту классификацию не
укладывался лишь незначительный процент галактик. Они были странным
искажением нормальных галактик, и Хаббл не стал обращать на них особого
внимания.
Во введении к своей системе классификации Хаббл указал на
фундаментальное различие между галактическими и внегалактическими
туманностями. Он писал: «Взаимоотношение между ними — это не родовая
связь, а скорее отношение части к целому. Галактические туманности
представляют собой облака пыли и газа, смешанные со звездами данной
звездной системы, а внегалактические туманности — во всяком случае, наиболее
заметные из них — в настоящее время признаны самостоятельными
системами и часто включают в себя облака галактических туманностей как
компоненты своей структуры».
Галактические туманности Хаббл разделил на два типа —
планетарные и диффузные. Планетарные туманности, круглые, четко очерченные,
часто имеют форму кольца или нескольких концентрических колец с более
темной центральной частью. У многих из них в центре находится слабая
голубая звезда, которая возбуждает свечение туманности. Газ во всех таких
туманностях расширяется от центральной звезды и рассеивается в
пространстве — предположительно в результате взрыва умеренной силы или
выброса с поверхности звезды. Количество вещества в планетарной
туманности составляет ничтожную долю от массы обычной звезды.
Некоторые из диффузных галактических туманностей обладают
собственным свечением, так как одна или несколько погруженных в них звезд
возбуждают излучение их газа, другие же туманности в основном тусклы
или даже темпы. Темные туманности прежде считались «дырами» в густой
массе слабых звезд: увидеть их можно только на фоне звездных облаков.
В некоторых туманностях светящееся и темное вещество бывает смешано.
Внегалактические туманности 1 Хаббл разделил на четыре основных
класса-' Irr — неправильные туманности, напоминающие Магеллановы
Облака, Е — эллиптические туманности, S и SB — два типа спиральных
галактик. У всех туманностей, за исключением класса Irr,, явно преобладали
симметричные формы.
Некоторые эллиптические галактики имеют почти правильную
круглую форму, у других длина примерно втрое превышает ширину. Хаббл
знал, что разнообразие форм эллиптических галактик может быть
следствием различия как в их истинных формах, так и в их наклоне, и он сумел
доказать, что предположение, будто по форме они все одинаковы, не
согласуется с результатами наблюдений. Слишком многие туманности выгляде-
1 В дальнейшем, если речь идет о внегалактических туманностях, термины
«туманность» и «галактика» следует считать синонимами. — Прим. ред.
183

ли круглыми, и Хабблу пришлось предположить, что некоторые из
эллиптических туманностей на самом деле имеют форму шара.
Если не считать вытянутости, эллиптические внегалактические
туманности мало чем отличаются друг от друга. Все туманности с одинаковой вы-
тянутостью словно бы обладали сходным и чрезвычайно равномерным
внутренним распределением яркости, а те легкие различия, которые все-таки
удавалось заметить, поддавались измерению лишь с большим трудом.
Поэтому Хаббл предложил для эллиптических туманностей очень простую
систему обозначений — буква Е, за которой следовала цифра, полученная
путем умножения на 10 степени вытянутости эллипса, определяемой как
(а—Ь) /а, где а и Ъ — соответственно длина большой и малой его оси.
По этой системе круглые туманности обозначались как «ЕО», а наиболее
уплощенные — «Е7», что соответствовало (а — 6)/а = 0.7, то есть Ь/а = 0.3,
или отношению осей, равному примерно 1 : 3.
В одной из эллиптических туманностей Хаббл обнаружил четкие
признаки разрешения на звезды; вид этих туманностей был вообще
бесструктурным, размытым — но за единственым исключением. Яркая
эллиптическая туманность М 87 была как будто окружена роем звезд большой
светимости, простирающимся далеко за пределы наиболее яркой части самой
туманности. Как выяснилось много позже, эти «звезды» на самом деле
являются шаровыми звездными скоплениями, каждое из которых
содержит, вероятно, сотни тысяч звезд.
Хаббл обнаружил поразительное принципиальное различие между
эллиптическими и спиральными туманностями. Ни одна из эллиптических
туманностей не обладала вытянутостью, превышавшей 0.7,— то есть он не
нашел среди них ни одной туманности типа Е8. С другой стороны, ни у
одной спиральной туманности, видимой нами сбоку, действительная вытя-
нутость как будто не была меньше 0.7. Таким образом, получалось, что
спиральное строение словно бы свойственно только наиболее уплощенным
туманностям, тогда как шаровидные туманности всегда неизменно
бесструктурны и в них не заметно никаких признаков спирального строения.
Классификация спиральных туманностей не может строиться по
степени их эллиптичности, так как это понятие теряет свой смысл
применительно к подобным системам. Многие из них как будто имеют форму
простого диска, однако у других диск, в котором проявляется спиральное
строение, сочетается с центральной линзой, напоминающей эллиптическую
галактику. В качестве одного из критериев своей классификации Хаббл и
использовал соотношение размеров центральной линзы и спирального
диска. В качестве двух других критериев он рассматривал узловатость ветвей,
то есть их видимое дробление на отдельные сгущения, а также степень
кажущейся раскрученности (или закрученности — в зависимости от точки
зрения) ветвей.
Эти характеристики плавно изменялись от одной туманности к другой,
то есть они обнаруживались во всех промежуточных степенях
выраженности, — но в одном отношении спирали как будто четко разделялись на два
класса: «нормальные» спирали, у которых строение ветвей напоминало
сливки, размешиваемые в кофе, и «пересеченные» спирали с диаметраль-
184

Рис. 61. Типы туманностей.
Все это — внегалактические туманности, и по разработанной Хабблом схеме они
классифицируются как «нормальные спирали» (см. рис. 63). Тип Sc характеризуется самым малым
центральным сгущением, неплотно закрученными и очень неоднородными спиральными
ветвями. Тип SO не имеет ветвей, но, по-видимому, кроме центрального эллипсоида, обладает еще
и диском.
ной перемычкой. Хаббл расположил нормальные спирали и спирали с
перемычкой в две параллельные последовательности: Sa, Sb и Sc; SBa; SBb
и SBc соответственно 1. Нередко ветви спиралей начинались от обоих
концов перемычки.
Две последовательности спиралей Хаббл соединил с
последовательностью эллиптических туманностей, так что получилось изображение, по
виду напоминающее камертон (рис. 63).
1 SB — сокращение от слов «spiral» и «barred» — то есть «спираль» и
«пересеченный». — Прим. ред.
185

Рис. 62. Спиральная туманность с перемычкой NGG 1300.
Прямые полосы пыли выходят из ядра и круто поворачивают вдоль спиральных ветвей.
Спиральные ветви этой туманности образуют почти замкнутый эллипс. Фотография взята из
«Атласа галактик» Хаббла.
В 1936 г., через десять лет после первого опубликования своей
классификации, Хаббл описал эти типы туманностей в своей книге «Царство
туманностей» почти так же, как сделал это в первой работе.
«Нормальные спирали
В начале последовательности (Sa) нормальная спираль имеет
яркое ядро (оно лишь чуть менее четко, чем звезда) и относительно
большую центральную область неразрешаемой (бесструктурной.—
Ред.) туманности, очень похожую на чечевицеобразную (Е7)
туманность. Ветви, отходящие от периферии центральной области, также не
разрешаются на детали и плотно закручены. По мере движения вдоль
последовательности длина ветвей увеличивается за счет центральной
области, их закрученность становится все менее плотной, так что в
конце последовательности ветви уже широко развернуты, а ядро
малозаметно. Примерно в середине последовательности или несколько ранее
(в ветвях.— Ред.) начинают образовываться сгущения.
Фрагментация обычно наблюдается сначала на внешних ветвях и постепенно
распространяется внутрь, пока в конце последовательности не
достигает ядра.
186

Спирали с перемычкой.
Спираль с перемычкой в начале последовательности выглядит
как чечевицеобразная туманность, где внешние области сгустились в
более или менее отчетливо видимое туманное кольцо> центр которого
совпадает с ядром, и через ядро от края до края по диаметру проходит
широкая перемычка. Внешне туманнность напоминает греческую
букву «тэта» — Э. По мере продвижения вдоль последовательности
кольцо в двух противоположных точках как будто отрывается от перемыч-
Sc
Рис. 63. «Камертон» Хаббла.
Хаббл расположил все внегалактические туманности в трех смыкающихся
последовательностях: эллиптические, нормальные спирали и спирали с перемычкой. Тип SO сначала был чисто
гипотетическим, но позже такие туманности действительно были обнаружены (см. рис. 61).
ки — чуть выше перемычки в одном конце и чуть ниже нее на другом...
и из свободных концов разорванного кольца вырастают спиральные
ветви. В дальнейшем развитие последовательности идет так же, как у
нормальной спирали; ветви увеличиваются за счет центральной
области, развертываясь по мере роста, фрагментация появляется сначала
во внешней ветви и распространяется внутрь в сторону ядра».
Хаббл предложил для удобства описания называть Sa «ранним»
типом спирали, a Sc — «поздним» типом, и хотя он высказывался против
предположения об эволюционном характере этой последовательности,
полностью отрицать такую возможность он не мог. Наоборот, он отметил
сходство между этой последовательностью и последовательностью, теоретически
разработанной Джеймсом Джинсом, английским астрономом-математиком.
Хаббл писал: «Хотя была предпринята сознательная попытка найти
описательную классификацию, совершенно не зависящую от теоретических
соображений, результат почти совпадает с тем путем развития, который
вывел Джине из чисто теоретических построений». Собственно говоря, теория
Джинса опиралась на гипотезу, что галактики ведут себя как вращающиеся
жидкие тела, но теперь эта аналогия кажется слишком далекой и потому
неудовлетворительной, так как важную роль здесь играют
индивидуальные особенности звезд.
Однако, в какой-то мере допуская, что галактики могут развиваться
вдоль рассмотренной последовательности, Хаббл упомянул совсем другую
возможность — что они развиваются «поперек» последовательности. Если
епщ
Эллиптические
туманности
спир
187

все галактики сначала имели перемычки, а затем у них появилась
спиральная структура, то, следовательно, они эволюционировали от одной ветви
«камертона» к другой. Вопрос этот остается нерешенным и по сей день.
В 1958 г. коллега Хаббла Вальтер Бааде высказал свое отношение к
его классификационной схеме. В лекции, прочитанной в Гарвардской
обсерватории *, Бааде сказал, что система Хаббла «очень проста,, но... нет
Рис. 64. Млечный Путь.
Фотография, сделанная широкоугольным объективом, охватывает почти все небо, видимое в
южном полушарии Сходство с галактикой на фотографии рисунка 65 такое, казалось бы,
очевидное, трудно заметить невооруженным глазом, потому что при обычном взгляде за один раз
охватывается лишь малая часть неба. Эта фотография сделана А. Д. Коудом и Т. И. Хуком
с помощью камеры Гринстейна — Хенньи в Йеркской обсерватории
1 См. В. Бааде, Эволюция звезд и галактик, М., «Мир», 1966. — Прим. ред.
188

Рис. 65. Спиральная галактика NGG 4565, видимая сбоку.
Сравните ее с фотографией Млечного Пути на рис. 64. Центральное сгущение этой галактики
соответствует классу Sb по классификации Хаббла, и сходство этих двух фотографий является
аргументом в пользу предположения, что и Млечный Путь — галактика класса Sb.
особого смысла создавать систему, которая охватывала бы все мелкие
частности спиральной структуры... По-моему, классификация Хаббла,
которая исходит только из основных черт, покрывает все, что нам нужно». Ба-
аде упомянул, что он «упрямо искал» системы, которые не укладывались
бы в эту схему, даже среди самых слабых галактик, какие только ему
удавалось сфотографировать, но число галактик, вызывающих реальные
затруднения при классификации, «настолько мало, что их можно
пересчитать по пальцам одной руки». В определенном смысле схема оказалась да-
189

же лучше, чем это представлялось по работе самого Хаббла. Он назвал
ряд систем «своеобразными», а позже они были определены как двойные
галактики. Бааде вспоминал: «Когда речь заходила о парах галактик, что
случается довольно часто, у Хаббла возникало что-то вроде
психологической слепоты. Я помню, с каким трудом мне удавалось убедить его, что та
или иная галактика является двойной. Когда мы в конце концов доказали,
что лучевые скорости у этих двойных систем различные, он все-таки
назвал это лишь гипотезой. Если не считать двойных систем, число
исключений, по моему глубокому убеждению, будет невероятно малым: настолько
удачна эта схема».
К 1929 г. Хаббл определил расстояние до двух десятков галактик —
число, достаточно большое, чтобы уже можно было начать поиски каких-
то общих закономерностей. И в 1929 г. он опубликовал ошеломляющий
вывод: все галактики мчатся друг от друга со скоростью, которая
возрастает пропорционально расстоянию между ними. Галактики, разделенные
расстоянием в 3 000000 световых лет, удаляются друг от друга со
скоростью около 500 км/с, а галактики, находящиеся друг от друга вдвое дальше,
разбегаются со скоростью вдвое большей. Очевидно, галактики начали
расходиться с различными скоростями из какого-то ограниченного
пространства, но его местоположение указать невозможно, ибо каждая
галактика ведет себя точно так же, как и ее соседи, и каждый наблюдатель может
с равным правом утверждать, что он находился в центре расширяющейся
Вселенной.
Работа Хаббла неожиданно придала конкретность выводам
Эйнштейна и других ученых о природе Вселенной, опирающимся на теорию
относительности Эйнштейна1. Впервые оказалось возможным проникнуть в
глубины Вселенной далеко за пределы сферы действия ньютоновских
законов движения. Старые работы по теории относительности приобрели
новое звучание, а новые работы начали появляться как грибы после дождя.
То, что казалось чисто умозрительными построениями, внезапно
превратилось в средство, позволяющее истолковать самое поразительное научное
окрытие XX столетия.
Расширение Вселенной, если проследить его в обратном направлении,
указывало на то, что пять миллиардов лет назад галактики находились
очень близко друг от друга. В результате последующих поправок и
уточнений расстояния между галактиками пришлось увеличить примерно вдвое
по сравнению с теми, которые были найдены Хабблом, а время, прошедшее
с начала расширения, возросло до десяти-двадцати миллиардов лет. Эта
оценка согласуется с оценкой возраста старейших звезд нашей Галактики,
а также Солнечной системы. Отсюда следует, что образование звезд
началось вскоре после начала расширения.
1 Один из первых фундаментальных теоретических результатов в области
релятивистской космологии был получен в начале 20-х годов советским ученым
А. А. Фридманом (1888—1925). — Прим. ред.
190

В настоящее время астрономы почти единодушно признают, что красное
смещение в спектрах галактик действительно связано с их лучевыми
скоростями. Прежде некоторые ученые предполагали, что смещение это может
возникнуть благодаря изменению цвета отдельных фотонов за время
их полета, но такое предположение породило больше вопросов, чем
ответов. Кроме того, расширение Вселенной хорошо укладывается в рамки
теории относительности, которая уже проверена и другими способами.
Однако астрономы расходятся во взглядах при истолковании
расширения Вселенной* хотя есть определенные основания полагать, что
исчерпывающая проверка может быть произведена в ближайшие несколько лет,
и тогда вопрос будет решен. Согласно одной из теорий, десять-двадцать
миллиардов лет назад все вещество видимой Вселенной было
сосредоточено в очень ограниченном пространстве и из этого вещества,
охлаждавшегося в процессе расширения, образовались звезды и галактики. Будет ли
расширение продолжаться вечно, пока не ясно, хотя есть данные,
указывающие, что оно замедляется и где-то в пределах сотни миллиардов лет
этот процесс пойдет в обратном направлении. Если это действительно так
и если Вселенная вновь сожмется в крохотный объем, можно
предположить, что она возродится в следующем расширении — подобно Фениксу,
легендарной птице, которая,, сгорая, возрождалась из собственного пепла.
С философской точки зрения эта теория вполне правдоподобна: в ней
наблюдаемое расширение и вытекающий отсюда вывод, что двадцать
миллиардов лет назад все было совершенно другим, вполне уживается с
представлением, согласно которому Вселенная должна существовать без
изменений, так как она бесконечна во времени. Если Вселенная периодически
возобновляется, а не приближается неумолимо к своему концу, значит,
атомы восстановятся и вновь соединятся, опять образуя звезды. (Сходную
мысль высказывал еще Лукреций в своей поэме «О природе вещей».)
Этой теории «большого взрыва» противостоит теория «стационарной
Вселенной», утверждающая, что Вселенная неизменна в пространстве и во
времени. В первоначальном варианте этой теории предполагалось, что
расширяющееся движение галактик вечно и постоянно, а пустота непрерывно
заполняется благодаря самопроизвольному образованию вещества то в
одной, то в другой точке пространства, которое происходит в любой момент
со скоростью порядка одного атома на кубический километр в час.
Спор между теорией большого взрыва и теорией стационарной
Вселенной может быть разрешен только путем изучения Вселенной в
современном ее состоянии. Если же это не удастся, различие между ними
можно будет отбросить как не имеющее значения. Пока еще никто не
претендует на то, что ему удалось доказать справедливость какой-нибудь из этих
теорий, но основ ой для окончательного решения, вероятно, может
послужить так называемое «трехградусное фоновое излучение».
Это излучение напоминает тепловое излучение внутри печи *,
температура в которой равна 3 К, то есть на три градуса выше абсолютного нуля.
1 Имеется в виду излучение абсолютно черного тела с соответствующей
температурой. — Прим. ред.
191

Оно лежит: далеко за красной границей видимого спектра, так что уловить
его удается только с помощью сверхчувствительных радиоприемных
устройств, и приходит к нам со всего неба. Это излучение не могло возникнуть
недавно в пределах нашей собственной Галактики, и его нельзя объяснить
просто как суммарное излучение иных галактик, потому что оно слишком
уж похоже на излучение печи (абсолютно черного тела.— Ред.).
Сторонники теории «большого взрыва» пришли в восторг от этого
открытия, так как у них уже было готовое объяснение для него: фоновое
излучение представляет собой остаток вспышки, порожденной гигантским
взрывом при возникновении нынешней Вселенной. Они утверждают, что
во время взрыва было высвобождено огромное количество энергии в форме
рентгеновского и ультрафиолетового излучения; по мере расширения
Вселенной температура этого излучения снизилась до 3 К и «цвет» его стал
краснее. (Иначе можно сказать, что первоначальное излучение
претерпело красное смещение и стало холоднее из-за расширения Вселенной *.)
Сторонники теории стационарной Вселенной нашли иные, весьма
хитроумные объяснения наблюдаемого излучения, но эти объяснения явно
требуют многих допущений, без которых обходится космология «большого
взрыва». Дело в том, что теория стационарной Вселенной в своей
первоначальной форме не включала никакого взрыва, при котором могло бы
возникнуть это излучение, а потому ее приверженцам пришлось искать другие
истолкования для новых данных.
Установив зависимость между расстоянием и скоростью разбегания
галактик, Хаббл и его сотрудники перевернули все вверх ногами и начали
определять расстояния по красному смещению. Этот способ позволил
исследовать самые отдаленные пределы видимой Вселенной и привел к
обнаружению загадочных «квазаров», к которым я еще вернусь в эпилоге.
Последней работой Хаббла был общий обзор Вселенной -— перепись
галактик по типам и попытка определить их средние свойства, а также
пределы индивидуальных отклонений от них у галактик различных типов.
Кроме того, Хаббл сыграл важную роль в создании двухсотдюймового хэй-
ловского телескопа, который был закончен в 1948 г. и более двадцати лет
оставался самым большим телескопом в мире.
Эдвин Хаббл нелегко сближался с людьми,, потому что он был
склонен к некоторому позерству: ему нравилось попыхивать трубкой и
пускать дым колечками над столом, он говорил с английским акцентом,
который, по-видимому, приобрел, пока учился в Оксфорде. Он умел «подать
себя».
Хаббл был бы великим астрономом в любую эпоху. И то, что он выбрал
для исследования царства туманностей и столь многого достиг,
свидетельствует не только о его таланте ученого, но и о проницательности, которая
помогла ему отыскать именно ту область, где зарождался ряд важных про-
1 При уменьшении температуры абсолютно черного тела спектральный
максимум его излучения сдвигается в сторону более длинных волн. В этом смысле и
следует понимать применение термина «температура» к излучению. — Прим. ред.
192

блем и где можно было найти необходимый материал для их
разрешения.
Опубликованные работы Хаббла принадлежат к числу наиболее
важных трудов по астрономии вообще. Их отличает историзм изложения и
широкий подбор фактов, а умозрительные предположения в них сведены до
минимума. Даже через двадцать с лишним лет после его смерти они все
еще заслуживают самого внимательного изучения.
Хаббл умер в 1953 г., и Алан Сэндейдж, молодой сотрудник
обсерватории Маунт-Вилсон> взялся привести в порядок его рукописи, заметки и
фотографии. В результате в 1961 г., кроме всего прочего, был издан
«Атлас галактик». Предисловие Сэндейджа и собранные в атласе описания
галактик показывают, что после 1936 г., когда Хаббл опубликовал свою
книгу «В царстве туманностей», исследования в этой области не
ограничивались только уточнением классификации; эти годы принесли множество
открытий, касающихся строения и состава галактик.
Сложные и многообещающие взаимосвязи выявились при
сопоставлении ярких голубых звезд с красными звездами, шаровых скоплений с
рассеянными скоплениями, содержащими туманности, пыли и светящегося
газа с общим звездным фоном.
Гипотезы об эволюции галактик приобрели конкретность и стали
более разнообразными. Сэндейдж, например,, предположил, что эволюция
может происходить вдоль хаббловской последовательности, но в обратном
направлении: от «поздних» спиралей (Sc и SBc) через SO к эллиптическим.
Оп опирался на следующие данные: темное вещество почти полностью
отсутствует в эллиптических туманностях,, но занимает значительное место
в нормальных спиралях Sb и Sc. Пыль как будто сосредоточена главным
образом по внутреннему краю ветвей, хотя в некоторых случаях она
наблюдается по обеим их сторонам, создавая впечатление теней. Она тесно
связана с яркими голубыми звездами — собственно говоря, яркие голубые
звезды все без исключения окружены пылью и газом.
По словам Сэндейджа, эти звезды «очень молоды, поскольку их
источников ядерной энергии может хватить лишь на несколько миллионов лет.
Раз они видны в наши дни, возникнуть они могли только за последние
несколько миллионов лет». В спиралях SBb и Sb есть яркие звезды, но они
«слабее, чем в системах Irr, Sc и SBc. Наличие пыли и хорошо
различимых спиральных ветвей (то есть таких, где на общем фоне более слабых
звезд четко выделяется много ярких.— Авт.), всегда сочетается с другими
характеристиками спиральных ветвей. Во всех случаях, когда система
ветвей плотно закручена, как у галактик Sa и Sb, ветви почти или вовсе не
разрешаются на звезды, а пыли очень мало. Сейчас в этих галактиках
образования звезд не происходит; вся пыль уже использована* и ветви, слабо
закрученные и сильно разветвленные на этапе Sc, плотно закрутились и
приблизились к периферии (центральной.— Авт.) линзы (галактики. —
Авт.) благодаря выравнивающему и вытягивающему воздействию
(вращения галактики.— Авт.)».
193

Далее Сэндейдж говорит, что в спиралях раннего типа и в
эллиптических галактиках не наблюдается ни особенно ярких звезд, ни небольших
эмиссионных туманностей, связанных с очень горячими звездами. В
подобных галактиках «образование звезд, по-видимому, прекратилось
совершенно, потому что вся необходимая для этого пыль уже израсходована. Эти
галактики содержат лишь очень старые звезды».
Отсюда следовало, что галактики возникают как неправильные, Irr, Sc
или SBc, переполненные пылью, со слабо закрученными, крайне
разветвленными спиралями; они развиваются в сторону «ранних» типов по мере
того,, как наиболее яркие звезды умирают, запасы пыли истощаются, а
спиральные ветви закручиваются все плотнее.
Предположение Сэндейджа, что галактики развиваются в
соответствии с последовательностью Хаббла от «поздних» к «ранним», принято не
всеми астрономами, однако Факты, на которые оно опирается, никем не
оспариваются. И теперь мы займемся этими фактами.
ГЛАВА 20. СОСТАВ СПИРАЛЬНЫХ ГАЛАКТИК
Первыми опознанными разновидностями небесных объектов,
входящих в состав спиральных галактик, были звезды, затем облака пыли и
газа. Позже удалось разделить звезды на четкие типы звездного населения,
а также выявить особенности маленького центрального ядра галактики.
Узкие темные полосы, пересекающие веретенообразные галактики (см.
рис. 65.— Ред.), с самого начала считались пылевыми облаками, а теперь
уже известно, что многие менее бросающиеся в глаза детали и
туманностей, и нашего Млечного Пути также порождаются пылью. Однако, хотя
астрономы и убеждены, что эти детали объясняются наличием пыли, их
доказательства опираются на целую систему взаимосвязанных доводов,
которые, взятые в отдельности, не кажутся абсолютно убедительными.
Прежде всего, самый простой факт: многие из таких деталей
туманностей выражены очень четко и действительно похожи на облака — во
всяком случае, с нашей современной точки зрения, хотя в Млечном Пути
они долгие века оставались неопознанными, потому что астрономы
считали их дырами в звездных облаках.
Более определенным свидетельством могут служить яркие облака газа
вблизи таких темных областей. В некоторых туманностях яркая
центральная часть окружена темной областью, и проще всего объяснить это тем,
что большое пылевое облако частично нагрето и возбуждено скоплением
горячих звезд,, которые видны в центре. В других случаях темная область
бывает окружена яркой каймой светящегося газа и походит на облако,
получающее тепло снаружи.
Самая горькая пилюля, которую пришлось проглотить астрономам
XX века, заключалась в том, что далеко не все темное, поглощающее свет
вещество собрано в четко очерченные облака. Многие галактики прониза-
194

ны коварным слом пыли, которая концентрируется к их экваториальной
плоскости, и открытие этого слоя в Млечном Пути может служить
примером нежданной удачи: один астроном начал производить серию измерений,
применяя новую методику; он обнаружил определенную трудность в
интерпретации результатов и решил обойти ее, предположив существование
слоя пыли вблизи галактической плоскости, после чего это предположение
позволило обойти и другие трудности, казалось бы, не связанные с первой
проблемой.
Сотрудник Ликкской обсерватории Роберт Трюмплер в течение ряда
лет собирал данные о «галактических» скоплениях — о рассеянных
звездных скоплениях, которые лежат очень близко к плоскости нашей
Галактики. В частности, он определял видимые угловые диаметры этих скоплений,
а также яркость, цвет и спектральные классы входящих в них звезд. Он
хотел установить расстояния до этих скоплений, чтобы нанести их на карту
Галактики и сравнить их пространственное распределение с
распределением шаровых скоплений и разбросанных звезд Млечного Пути. Другими
словами, он намеревался повторить исследования Шепли и его
сотрудников, но с использованием данных другого типа. В 1930 г. он опубликовал
полученные результаты, которые оказались одновременно и весьма
убедительными, и разочаровывающими.
Цефеид ни в одном из рассеянных галактических скоплений
обнаружить не удалось, а потому Трюмплер обратился к другому способу опреде-
деления расстояния. Он сопоставил видимые величины отдельных звезд
каждого скопления с их спектральными классами (рис. 66). Эа двадцать
лет до этого целесообразность такого сопоставления — так называемой диа-
Р и с. 66. Диаграмма Герцшпрунга —
Рессела для двух галактических
скоплений, находящихся на разных
расстояниях.
В зависимости от видимой величины и
спектрального класса звезды
располагаются на ней вдоль узкой полосы. (В
некоторых случаях они образуют
зеркально перевернутую цифру 7.) Диаграммы
скоплений, расположенных на разных
расстояниях, оказываются сдвинутыми
по вертикали, так как звезды одной и
той же абсолютной величины имеют
разную видимую величину. Более
удаленные будут казаться слабее. На
спектральные классы расстояние никак не
влияет, и поэтому вертикальный сдвиг
диаграмм может быть мерой
относительной удаленности этих скоплений от нас*
- Голубой Красный. -
Спектральный масс
195

граммы Герцшпрунга — Рессела — в иной связи продемонстрировали
Генри Норрис Рессел и Эйнар Герцшпрунг. Они показали, что звезды
Галактики на такой диаграмме размещаются не случайно, но заполняют
определенную область и что, следовательно, абсолютная величина связана со
спектральным классом звезды вполне определенным образом.
Трюмплер обнаружил, что диаграммы Герцшпрунга—Рессела для
многих скоплений напоминают цифру 7 в зеркале — основная ветвь
последовательности отклонялась влево вверх, а несколько звезд очутилось справа
от нее. У некоторых скоплений выявлялась только эта основная ветвь —
«главная последовательность». Поскольку скопления находились на разных
расстояниях от Солнца,, построенные для них диаграммы Герцшпрунга—
Рессела оказались сдвинутыми по одной оси относительно друг друга в
соответствии с большей видимой яркостью звезд в ближайших к нам
скоплениях. Поскольку спектральные классы звезд от расстояния не зависят,
по другой координатной оси соответствующего сдвига не происходило.
Трюмплер мог использовать свои данные по-разному. Например,
можно было бы определить относительные расстояния до скоплений, установив,
насколько надо сдвинуть видимые величины звезд в отдельных
скоплениях, чтобы полученные для них диаграммы Герцшпрунга—Рессела
полностью совпали. В этом случае для определения абсолютных расстояний
требовалось найти истинное расстояние хотя бы до одного скопления.
Именно этим методом в последние годы пользовались Сэндейдж и другие,
однако Трюмплер поступил несколько иначе. Он рассматривал звезды по
отдельности и использовал уже известное соотношение между абсолютной
величиной и спектром данной звезды, определяя таким образом
зависимость между абсолютной и видимой звездными величинами. Эта связь
между абсолютной величиной и спектральным классом едва уловима, и ее
открытие было одним из величайших достижений астрономии первых
десятилетий XX века; оно потребовало сведения воедино огромного
количества данных и дало в руки астрономов ценнейший инструмент. В эпоху,
непосредственно предшествовавшую этому открытию, никто не знал, какого
рода взаимосвязь может тут существовать, хотя изучение строения звезд
указывало на некоторые возможные варианты,, и впоследствии астрономы
смогли уверенно использовать открытое эмпирическое соотношение.
Теперь известно, что излучаемый звездой свет в первую очередь
определяется температурой и давлением в атмосфере звезды, которые в свою
очередь зависят от ее массы и возраста. Иначе говоря, в конечном счете спектр
звезды определяется только ее массой и возрастом.
Трюмплер определил расстояния до ста скоплений и вычислил их
размеры по угловым диаметрам, измеренным на фотографиях. Однако при
дополнительной проверке своих расчетов он выявил зависимость
полученных таким образом размеров скоплений от расстояний до них. Совершенно
неожиданно он обнаружил, что в среднем ближайшие скопления оказались
вдвое меньше самых далеких. Такая тенденция к увеличению линейных
размеров скоплений с ростом расстояний до них проявлялась вполне
отчетливо. Это не была иллюзия, порожденная необычностью одного-двух
скоплений, и ее никак не удавалось объяснить при анализе методов, приме-
196

няющихся на каждом этапе измерений. Трюмплер отбросил возможность
того, что отдаленные скопления и в самом деле больше, так как нашел
более простое и правдоподобное объяснение — ослабление света в
межзвездном пространстве.
Трюмплер предположил* что в пространстве имеется вещество,
которое поглощает свет. Тогда благодаря этому поглощению света (если оно
Мерный полюс Галактики

Галактическая
долгота
{Плоскость Галантики
10000
парсек
• ^шммщЯР1*

Галактическая
долгота.
Южный полюс Галактики
Рис. 67. Распределение шаровых и рассеянных галактических скоплений.
На эту схему нашей Галактики, рассматриваемой сбоку, Трюмплер нанес шаровые скопления
(точки), галактические скопления (заштрихованная область) и два Магеллановых Облака
(в нижней части схемы). Теперь считают, что галактические скопления в действительности
тянутся и по другую сторону от направления на центр Галактики, но их заслоняет от нас
пыль. Кажется, что отдаленные шаровые скопления избегают плоскости Галактики, но это
впечатление также объясняется тем, что затемняющая их пыль тяготеет к этой плоскости.
действительно происходит) отдаленные скопления будут казаться более
слабыми, и это создаст впечатление, что они находятся очень далеко, а
потому при тех же угловых размерах реальная величина получится слишком
большой. Он начал производить различные оценки и методом проб и
ошибок установил следующее: если считать, что на каждые 3000 световых лет
звездный свет ослабляется межзвездной пылью вдвое, то можно тем самым
в достаточной мере приблизить отдаленные скопления и соответственно
уменьшить их размеры до размеров ближайших к нам скоплений.
Например, свет скопления, расположенного на расстоянии 6000 световых лет —
самое большое расстояние, которое удалось измерить Трюмплеру, —
ослабится вчетверо (2X2), и такое ослабление будет означать, что
полученное ранее расстояние до этого скопления надо уменьшить вдвое. Для
близких скоплений поправка окажется пренебрежимо малой.
Кроме того, Трюмплер указал, что наличие пыли в межзвездном
пространстве — во всяком случае, вблизи плоскости Галактики — может объ-
197

яснить и заметное покраснение отдаленных скоплений. Прежде
предполагалось, что такие отдаленные скопления окутаны каждое своим облаком
пыли, но гипотеза Трюмплера выглядела более естественно и была
принята сразу же.
Хотя представлялось несомненным, что наличие пыли между звездами
должно приводить к покраснению звездного света, ничего больше об этой
пыли известно не было. Спектроскоп тут помочь не мог, и астрономам
пришлось удовлетвориться умозрительными заключениями. Различные ученые
выдвигали самые разнообразные предположения о природе межзвездной
пыли. Некоторые называли ее дымом — довольно, казалось бы, удачно,
так как частично эта пыль могла быть остатками «сгоревших» звезд *.
Заметное количество пылевых частиц может быть магнитоактивным и иметь
удлиненную форму, так как межзвездные облака поляризуют проходящий
сквозь них свет, а для объяснения поляризации проще всего предположить
наличие магнитного поля. (Собственно говоря, такие поля были
обнаружены в результате радионаблюдений.) Точная природа межзвездных
пылевых частиц и их происхождение еще не установлены, и ежегодно
предлагаются все новые и новые решения этой загадки.
Возможно, пыль играет важнейшую роль в образовании звезд:
аргументы в пользу этой гипотезы носят отчасти косвенный характер
(молодые звезды обнаруживаются только там, где есть пыль), а отчасти и
теоретический (вероятно, пыль легче, чем газ, сгущается в звезды,
потому что звездный свет способен «сдувать» ее в компактные облака, которые
затем могут сгущаться, пока не возобладает сила тяготения и не соберет
ее в плотные сферические образования).
Возникновение звезд происходит в некоторых галактиках (в
частности, в нашей собственной) и сейчас, и, возможно, скопления пыли
представляют собой места рождения сменяющихся поколений звезд.
Галактики отличаются своеобразным распределением наиболее ярких
голубых и наиболее ярких красных звезд, и приведенные Трюмплером
исследования звездных скоплений привели к важным выводам. Там, где, по-
видимому, происходит образование звезд, самые яркие звезды бывают
голубыми, а в старых, свободных от пыли системах самые яркие звезды
— красные. Такое различие, как выяснилось в 50—60-х годах нашего
века, является следствием эволюции отдельных звезд. Установление этого
факта ограничило применение принципа единообразия — того
инструмента, который так хорошо работал на ранних этапах исследований
внегалактического пространства.
1 Нам трудно согласиться с автором в том, что подобная аналогия
действительно удачна. Выделение энергии в звездах происходит в результате ядерных реакций,
не имеющих решительно ничего общего с химическими реакциями окисления,
подразумеваемыми под словом «горение». При всем том астрофизики часто пользуются
этим термином применительно к ядерным реакциям в звездах, но делается это
исключительно для краткости. — Прим. ред.
198

Трюмплер обнаружил, что в скоплениях яркие голубые и яркие
красные звезды до какой-то степени взаимно исключают друг друга. Например,
в скоплении Плеяды есть множество очень ярких голубых звезд, но нет
ярких красных; в некоторых же скоплениях есть яркие красные звезды,
но зато голубые звезды в них далеко не так ярки. Трюмплер предположил,
что красные гиганты могут возникать в результате старения голубых
гигантов, однако это было чисто умозрительное заключение, и никто не принял
его всерьез, так как никакими данными, подтверждающими эту гипотезу,
Трюмплер не располагал. Однако теперь мы знаем, что он был прав.
В своих исследованиях Трюмплер обнаружил, что диаграммы Герц-
шпрунга—Рессела для звездных скоплений укладываются в одну схему,
и он предположил, что она носит эволюционный характер. Самые молодые
скопления, согласно этой картине, графически характеризуются
единственной ветвью — главной последовательностью, идущей вверх влево, где
находятся голубые гиганты. В более старых скоплениях эта ветвь вверху
обрывается и звезды обнаруживаются уже в правом верхнем углу графика,
где находятся красные гиганты; чем старше скопление, тем ниже
располагается точка излома главной последовательности.
Факты, на которые опирались построения Трюмплера, послужили
основой убедительной теории, созданной уже после второй мировой войны,
когда были открыты ядерные реакции в звездах и произведены обширные
расчеты.
С этой теорией согласуется и высказанное Сэндейджем в «Атласе
галактик» Хаббла утверждение (см. гл. 19), что «поздние» спирали с яркими
голубыми гигантами и большим количеством пыли следует считать более
молодыми,, чем «ранние» спирали и эллиптические галактики, в которых
нет пыли и голубых гигантов. Кроме того, эта теория как будто объясняла
ранее установленный Хабблом факт, что центральная, свободная от пыли
часть спиральной туманности кажется более красной, чем ее ветви, в
которых находятся туманности и скопления голубых гигантов. Возникло
предположение, что центральная часть спиральных и эллиптических
галактик должна быть несколько старше внешних слагающих спирали
облаков.
Но все эти факты и теории никак не подготовили астрономов к
открытию, которое в начале 40-х годов сделал Вальтер Бааде: спиральные
галактики содержат по крайней мере два (или больше) четко
различающихся поколения звезд. Астрономы внезапно осознали, что принцип
единообразия нельзя переносить с ветвей спирали на ее ядро, с галактических
скоплений на шаровые. Собственно говоря, со временем они убедились,
что его нельзя переносить даже с одного скопления на другое. Открытие
Бааде указало на необходимость нового, более широкого и тонкого
подхода к теоретическому объяснению состава галактик.
К 1936 г. при исследованиях туманности Андромеды и других ближних
галактик выявились настораживающие несоответствия — некоторые
соотношения, которых можно было ожидать на основе принципа единообразия,
199

при проверке не подтверждались. Самые яркие шаровые скопления в М 31
были слабее, чем ожидалось, и такое же расхождение наблюдалось среди
новых звезд. Да и необычные размеры нашей Галактики оставались
камнем преткновения для астрономов, так что, хотя между нашей системой
и системой Андромеды было установлено несомненное качественное
сходство, количественные оценки никак не сходились.
Особенно неприятным было несоответствие, касавшееся шаровых
скоплений. Даже при наличии непрозрачной межзвездной пыли светимость
отдельного шарового скопления в пределах нашей Галактики можно
определить, сравнив ее со светимостью переменных звезд в этом скоплении —
ослабление света в обоих случаях будет одинаковым, а потому
соотношение между видимым блеском скопления и звезд не изменится. По яркости
переменных звезд в М 31 была рассчитана ожидаемая видимая яркость
шаровых скоплений, но результат получился странным: самые яркие
шаровые скопления оказались в четыре раза слабее, чем предполагалось.
Была и еще одна загадка: Хабблу не удалось разрешить центральную
часть М 31 на отдельные звезды, хотя внешние ее части были разрешены.
Очевидно, в центральной части этой галактики не было очень ярких
голубых звезд. Вальтер Бааде в обсерватории Маунт-Вилсон решил
сосредоточить внимание именно на этой проблеме, так как чувствовал, что ее
разгадка может принести ответы и на другие вопросы.
На разрешение структуры, казалось, особенно надеяться не
приходилось, но, изучая некоторые особенно четкие фотографии, Бааде
обнаружил в центральной аморфной туманности еле заметные признаки
структуры. Через много лет, читая лекции в Гарварде \ он так рассказал об этом:
«Эта фотопластинка необыкновенно раздражала взгляд: всюду словно бы
выявляется определенная структура, но никаких звезд все-таки не видно».
Он замечал колебания яркости звездного поля, которые лежали на пределе
возможностей стодюймового телескопа. В качестве примера, поясняющего,
что такое работа на пределе разрешения, Бааде привел диффузное
искривленное волокно, давно уже обнаруженное в М 32, спутнике туманности
Андромеды. Оно было «плохо видно уже при среднем качестве изображения.
На пластинке, снятой при гораздо лучших изображениях, этот объект,
обычно смазанный и расплывчатый, сузился и стал гораздо более четким,
но в сущности не изменился. Когда его наконец удалось разрешить, объект
этот оказался одной из тех случайных цепочек звезд примерно равной
яркости, перемежающихся более слабыми звездами. При чуть меньшем
разрешении цепочка превращалась в туманное волокно».
Для разрешения структуры центрального участка туманности
Андромеды было недостаточно просто увеличить время экспозиции, так как
свечение ночного неба, слагавшееся частично из зарева городских огней, а
частично из слабых отблесков зари, вуалировало изображение на пластинке,
и для использовавшихся тогда эмульсий предельное время экспозиции
составляло примерно полтора часа. Это были эмульсии, особенно
чувствительные к синему свету. Бааде решил, что, перейдя на пластинки, чувствитель-
1 См. прим. ред. на стр. 188.
200

ные к красным лучам, и используя фильтры для исключения светового
фона, он сможет получить изображение звезд в туманности Андромеды —
если ему удастся осуществить экспозицию продолжительностью в 9 часов!
Малейшее выведение этих пластинок из фокуса смазало бы
изображение звезд и «растворило» бы их в общем свечении неба. Бааде вычислил,
что ему придется удерживать положение фокуса стодюймового телескопа с
точностью до 0,1 мм — а ведь в ночи с резкими температурными
перепадами оно могло изменяться па целые миллиметры! Он попробовал каждый
час убирать пластинку и измерять положение фокуса, но на каждое
такое измерение требовалось полчаса, так что этот метод оказался весьма
малоэффективным. Тогда Бааде попробовал другой вариант.
При длительной экспозиции астроном ведет (гидирует.— Ред.)
телескоп, следя за изображением звезды через микроскоп, снабженный
перекрестием нитей 1. Если звезда смещается, телескоп возвращается в нужное
положение с помощью небольшого электромотора или же соответствующим
образом смещается пластинка.
Звезда,, по которой гидировал Бааде, находилась не в самом центре
поля зрения, где была установлена пластинка, а потому ее изображение
слегка искажалось. В телескопе с параболическим зеркалом это неизбежно, и
такая аберрация называется «комой», так как искаженное изображение
несколько напоминает комету с ярким ядром и веерообразным хвостом.
Следя за формой этого изображения, Бааде решал, нужно ли поправить
фокусировку телескопа и куда следует сдвинуть пластинку, чтобы сделать
изображение более четким, — внутрь или наружу, и насколько.
Он рассказывает:
«Первую ночь я помню очень хорошо. Я намеренно выбрал ночь,
когда хороших изображений ожидать не приходилось. Я был в большой
растерянности, не представлял толком, что мне следует делать,— это
я отлично помню и сейчас. Но в таких случаях просто берешь себя в
руки и выжидаешь момента хорошей видимости, а стоит преодолеть
волнение, и просто поразительно, как мало времени требуется, чтобы
оценить ситуацию и быстро подстроить фокус... Вся штука
заключается в том, чтобы справляться со случайными нарушениями. Я
легко могу себе представить, как некоторые люди теряются, начинают
нервничать, сердиться и вскоре уже резко крутят ручку фокусировки».
Еще одна трудность заключалась в том, чтобы уловить момент, когда
зеркала обладают правильной формой. Речь тут идет о двух зеркалах —
стодюймовом «главном» зеркале, которое благодаря своей параболической
форме собирает свет, и о плоском зеркале поменьше, которое в честь своего
изобретателя называется «ньютоновским вторичным». Оно отклоняет свет
к боковой стенке трубы телескопа на фотопластинку. Вторичное зеркало,
расположенное в подкупольном пространстве выше, сильнее нагревается в
1 Собственно говоря, телескоп автоматически поворачивается со скоростью
суточного движения светил. Наблюдателю приходится лишь корректировать
погрешности движения инструмента, вызванные несовершенствами его механики, а также
компенсировать смещения видимого положения объекта за счет атмосферной
рефракции, изгиба конструкции телескопа ит.д.- Прим. ред.
201

дневные часы. Бааде пишет: «Поскольку теплоизоляции у нас не было,
оставалось только открывать купол пораньше — сразу после полудня — и
поворачивать его так, чтобы солнечный свет не падал прямо на
инструмент... Обычно за время между часом дня и десятью вечера (когда
начиналась работа с инструментами.— Лег.), температура вторичного зеркала
успевала сравняться с температурой главного».
В своих гарвардских лекциях Бааде рассказывал, что подготовка к
штурму туманности Андромеды началась с осени 1942 г. и закончилась
осенью 1943 г. По ночам Маунт-Вилсон окутывала густая мгла, так как в
долине Лос-Анджелеса строго соблюдалось затемнение. Бааде вспоминал:
«После принятия всех этих предосторожностей достигнуть разрешения
оказалось очень простым делом. В августе и сентябре мне удалось разрешить
на звезды одну за другой центральные части М 31 и двух ближайших ее
спутников... Когда съемка закончилась, стало ясно, что все
предосторожности были действительно совершенно необходимы. Я буквально висел на
волоске».
Больше всего Бааде поразило, что, стоит только добиться разрешения,
«звезды появляются в огромных количествах — тысячами и десятками ты^
сяч». Эллиптические спутники и центральные области М 31 содержали
очень много красных звезд. Они были гораздо ярче красных звезд,
обнаруженных Трюмплером в галактических скоплениях, и таким образом Бааде
потратил столько усилий совсем не зря (рис. 68).
Сразу же стало ясно, что диаграмма Герцшпрунга—Рессела для этих
звезд совершенно не похожа на ту, которая была построена Трюмплером.
Так с чем же ее можно было сравнить?
Бааде говорил: «Меня всегда очень интересовали шаровые скопления,
но в те дни я о них совсем позабыл. Много времени спустя меня вдруг
осенило, что на диаграмме Герцшпрунга—Рессела есть еще одна группа
(звезд.— Авт.), которую мы называем теперь ветвью гигантов звездных
скоплений». У него возникла мысль,, что яркие красные звезды
разрешенной туманности сходны со звездами шаровых скоплений. «Едва я об этом
подумал, как все начало обретать смысл» (рис. 69).
Открытия ярких красных звезд было еще недостаточно для того,
чтобы окончательно установить полное сходство звезд, входящих в состав этих
туманностей со звездами шаровых скоплений. Теперь нужно было искать
переменные звезды, такие, как в шаровых скоплениях,— цефеиды с
периодом меньше суток. Однако по своей яркости эти звезды в десять раз
уступали тем, которые Бааде едва удалось различить, а потому рассчитывать
на их обнаружение явно не приходилось. Подтверждение явилось с
совершенно неожиданной стороны.
За несколько лет до этого Шепли объявил об открытии нового типа
звездных систем, примером которого служили два рассеянных звездных
скопления, известные под названиями систем в Скульпторе и в Печи Ч Они
лежат за пределами нашей Галактики и тем не менее напоминают
шаровые скопления, то есть в них есть много красных гигантов, а также корот-
1 Названия созвездий. — Прим. ред.
202

Рис. 68. Разрешенная на звезды эллиптическая галактика NGC 205.
Эта галактика — больший из двух спутников туманности Андромеды (см. рис. 16 — NGG 205
находится на нем слева вверху). Все самые яркие звезды этой галактики обладают почти
одинаковой яркостью. В начале 40-х годов Вальтеру Бааде удалось разрешить звезды в этой
галактике и центральной области туманности Андромеды. В результате он обнаружил, что
галактики содержат по меньшей мере два различных поколения звезд.
копериодических цефеид. По сравнению с обычными шаровыми
скоплениями они колоссальны, но рядом с эллиптическими галактиками кажутся
совсем крошечными.
Хаббл и Бааде в свое время изучали эти системы, но тогда они не
сумели распознать, что имеют дело с «недостающим звеном» между шаровы-
203

ми скоплениями и эллиптическими галактиками, и воспринимали их
просто как шаровые скопления. Бааде указывает: «В то время ни у кого не
хватило сообразительности понять, что проблема решена, что мы знаем,
из чего состоят эллиптические галактики. Понадобилось проделать этот
тяжкий окольный путь (через туманность Андромеды.—- Авт.), прежде
чем мы прозрели».
Вот так признание того, что шаровые скопления, системы в
Скульпторе и в Печи, центральные области туманности Андромеды и эллиптические
галактики тождественны по своему звездному населению, дало ключ к
объяснению несоответствий. Бааде ввел для их обозначениея новый термин
4h
-2 н ЕЕ мз1
Г 1=- NGC 4W .Mill
+ 2 Ь -==_ М31
+ 4 h
ВО АО ГО GO КО МО
Спектральный класс
Рис. 69. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для двух звездных населений.
В центральной области М 31 — туманности Андромеды — самые яркие звезды принадлежат
к классам К и М, то есть отличаются низкой температурой и красным цветом. Бааде назвал
их звездным населением II в отличие от населения галактики NGG 4449, в которой самые
яркие звезды принадлежат к классам В и А, то есть характеризуются высокой температурой
и голубым цветом (население I). Это различие становится понятным, если предположить, что
звезды населения II гораздо старше звезд населения 1,
«население второго типа», а соответствующие звезды назвал звездами
населения П.
Резко отличающиеся от них звезды дисков спиральных галактик
стали называться звездами населения I, и вот к этому-то населению
принадлежит Солнце.
За установлением этой двойственности последовал ряд других
открытий. Выявились различия, которые прежде оставались незамеченными.
Одно из них оказалось довольно-таки неприятным: не все цефеиды
подчинялись одинаковой зависимости период — светимость.
Принцип единообразия оказался ложной надеждой, и именно он был
повинен во многих несоответствиях. Выяснилось, что цефеиды шаровых
§
1
I
I
204

скоплений (звезды населения II) вчетверо слабее цефеид в диске нашей
Галактики (звезды населения I). Расстояния, вычисленные по цефеидам
населения I, пришлось удвоить, туманность Андромеды тоже сразу выросла
вдвое и наконец-то оказалась сравнимой с нашей Галактикой. В той же
пропорции увеличились расстояния до более слабых галактик, и возраст
Вселенной, вычисленный по ее расширению, тоже удвоился, что должно было
вполне успокоить геологов.
Сказать, что существует два типа звездного населения, — значит
упростить вопрос: по мнению некоторых астрономов, имеется еще и множеств
во переходных типов. Но почему дело не исчерпывается одним-единствен-
ным типом?
Очевидно, первыми возникли звезды населения II — известно, что они
бедны химическими элементами, более тяжелыми, чем водород и гелий
(это самые легкие элементы, атомы которых имеют наиболее простое
строение). Астрономы полагают — и могут привести тому множество
доказательств, — что в недрах этих звезд, звезд первого поколения, возникли
более тяжелые элементы, выброшенные затем в космическое пространство,
где из обогащенного ими газа и пыли образовалось второе звездное
поколение — звезды населения I. Таким образом, различие между диаграммами
Герцшпрунга — Рессела для двух типов звездного населения (отсутствие
голубых гигантов в одной и красных гигантов в другой) объясняется
различием химического состава и возраста звезд — точно так же, как и
четырехкратное различие в светимости цефеид.
Однако многое до сих пор не известно: каким образом элементы
возвращаются в межзвездное пространство и собираются в новые, молодые
звезды; почему звезды населения I (более молодые) находятся только в
дисках галактик, тогда как звезды населения II образуют сфероидальные
системы? Существует предположение, что прежде форма нашей Галактики
была ближе к сферической — именно тогда образовалось старшее звездное
население, — а затем газово-пылевая составляющая уплощилась, и из нее
возникло более молодое население.
Все типы галактик содержат очень старые звезды. Даже «поздние»
спирали (Sc и SBc), ветви которых состоят из скоплений молодых звезд,
содержат маленькое ядро из звезд, равных по возрасту звездам эллиптических
галактик — во всяком случае, такое складывается впечатление. Отсюда
следует, что образование звезд началось во всех этих галактиках одновременно
в одну и ту же далекую эпоху, и что процесс этот, уже прекратившись в
эллиптических галактиках, до сих пор все еще продолжается в спиральпых.
Следовательно, спиральным галактикам свойственно что-то, что
поддерживает рождение звезд. Может быть, сами ветви усиливают
образование пыли, а тем самым и звездообразование? Или так мы ставим проблему
с ног на голову? Может быть, именно наличие пыли ведет к образованию
спиральных ветвей? Достаточно ли одного только быстрого вращения,
чтобы вызвать их образование?
205

Рис. 70. Спиральная галактика М 104.
Центральная область этой галактики состоит из звезд населения II, а диск — из звезд
населения I. На фотографиях вроде этой с несомненностью видно, что темная полоса пыли на
периферии лежит на ближней к нам стороне галактики.
Если это так, то что можно сказать о галактиках типа SO, у которых
спиральное строение отсутствует, но плоский диск указывает на быстрое
вращение? Хаббл ввел этот класс как переходный между эллиптическими
и спиральными галактиками. Распределение яркости в галактике SO
совпадает с распределением ее в обычной спиральной галактике, если отбросить
у последней ветви, — она включает ядро, эллиптическую центральную
линзу и очень уплощенный диск. В некоторых галактиках типа SO видны
немногочисленные слабые пылевые полосы, но в целом этот класс
характеризуется отсутствием спиральных ветвей. Бааде отметил, что галактики этого
типа обычно обнаруживаются в скоплениях галактик, а Лаймен Спитцер из
Принстонского университета предположил, что они могут представлять
собой «ободранные» галактики, потерявшие в результате столкновения с
другими галактиками пыль и газ, необходимые для образования спиральной
структуры.
Скопления — обычное явление в мире галактик; галактики
существуют парами, тройками и т. д., а также группами, содержащими сотни и
тысячи членов. Наша Галактика входит в группу, включающую, по
современным данным, около двадцати членов. Они находятся довольно далеко
друг от друга, хотя у туманности Андромеды есть два небольших спутника,
206

а нашу Галактику сопровождают два Магеллановых Облака. В некоторых
группах члены их расположены гораздо теснее и время от времени должны
сталкиваться.
Что происходит при столкновении двух галактик? Умозрительные
рассуждения мало что могут здесь дать, но ясно одно: если сталкивающиеся
галактики состоят только из звезд, столкновение будет протекать весьма
спокойно — галактики пройдут одна сквозь другую, как два призрака. Ведь
звездная галактика — это в сущности просто пустое пространство с
«точечками света», которые во время «столкновения» почти наверное спокойно
разминутся, так и не соприкоснувшись.
Другое дело — галактики, содержащие пыль и газ. Когда вещество
раздроблено на мельчайшие частицы, оно занимает огромный объем, и два
облака пыли не могут пройти одно сквозь другое без столкновений. А при
наличии магнитных полей, что представляется весьма вероятным для
галактик, содержащих газ, движение одной галактики сквозь другую вызовет
взаимодействие их газово-пылевых компонент, и такое столкновение может
оказаться весьма эффектным зрелищем.
Но даже если пыль и газ обеих галактик будут во время столкновения
активно взаимодействовать друг с другом, звезды продолжат свой путь,
оставив диффузное вещество позади в виде хаотического облака,
отмечающего место столкновения. Такова, во всяком случае, была гипотеза, которую в
40-х годах выдвинули Бааде и Спитцер.
Однако предположение, что галактики SO — это галактики, которые
были «ободраны» и потому их ветви стали менее заметны, вызывает
сомнение по двум причинам. Во-первых, такие галактики были обнаружены и
вне групп, в областях, где они не могли претерпеть столкновения в
недавнем прошлом. А во-вторых, за последнее время была разработана теория,
согласно которой спиральные галактики могут возникать и сохраняться и
при отсутствии пыли. Если эта теория верна, то объяснить характер
галактик SO одним отсутствием пыли явно нельзя.
До сих пор я говорил так, словно видимое уплощение галактик
обязательно подразумевает быстрое вращение. Собственно, это верно, но отсюда
не следует делать вывод, будто галактика ведет себя как капля жидкости,
которая при вращении расплющивается под действием центробежной силы.
Галактика — это рой звезд, и аналогия с жидкостью — ложная аналогия;
здесь нам нужно разобраться в смысле слова «вращение».
Несомненно, звезды в уплощенной системе, подобно планетам
Солнечной системы, все движутся по орбитам, лежащим примерно в одной
плоскости. Ну, а в шаровых системах? В них отдельные звезды движутся по
орбитам, которые, взятые в отдельности, напоминают орбиты в уплощенной
системе, но эти орбиты расположены в пространстве случайно, а не вблизи
одной плоскости. Сферичность возникает из хаотической ориентации орбит.
Сами звезды и в той, и в другой системе могут двигаться с одинаковой
скоростью, но в уплощенной они все идут в строю, как на параде.
2Q1

Такая организация движения не только воздействует на внешнюю
форму галактики, но имеет прямое отношение к ее внутреннему строению. Это
очень тонкий процесс, и астрономы пока еще не единодушны в отношении
его частностей, однако существуют две точки зрения, подчеркивающие
разные аспекты динамического состояния галактики. Возможно, что обе они
отчасти правильны. Смысл их сводится к следующему.
Звезды, движущиеся в случайных направлениях внутри сферической
галактики, не сохраняют своего положения относительно друг друга. И даже
при наличии тенденции к образованию какой-то определенной внутренней
структуры, эта структура не смогла бы реализоваться, так как звезды в
сферической галактике объединены лишь тяготением к общему центру. Оно
влияет на внешнюю форму галактики, но не может определять и
поддерживать взаимодействий между звездами внутри нее. Таким образом, у
сферической галактики нельзя ожидать развития спиральных структур — до тех
пор, пока исходное предположение о царящем в них хаосе остается в силе.
Но внутри уплощенной галактики все звезды в каждой данной точке
движутся почти в одном и том же направлении — по окружностям с
общим центром. Звезды, возникшие одновременно, некоторое время будут
оставаться рядом, хотя те из них, которые находятся ближе к центру,
завершают свой оборот за более короткое время, чем внешние.
В некоторых галактиках области, прилегающие к центру, вращаются
как сплошное тело, то есть время одного оборота по орбите для всех звезд
там оказывается почти одинаковым. Однако, как правило, у звезд,
находящихся дальше от центра, время оборота больше.
Предположим, что образуется большое скопление звезд — благодаря
ли сближению уже существовавших звезд или множественному рождению
звезд в одной какой-то области. Когда это скопление обращается вокруг
центра галактики, его внутренние части движутся быстрее внешних, и оно
растягивается в структуру, напоминающую ветвь спирали. Со временем
«ветвь» становится длиннее и плотнее закручивается вокруг центра
галактики. В конце же концов все скопление растворится в общей массе звезд.
Такова одна из теорий образования ветвей: скопления растягиваются
благодаря вращению галактики.
Другая теория была выдвинута шведским астрономом Бертилем Линд-
бладом, и затем ее развили и видоизменили Ч. Ч. Лин, работавший в
Массачусетсом технологическом институте, и его ученик Ф. Шу. Согласно этой
теории, ветви — не области повышенной плотности, которые движутся
вместе со звездами, а области, через которые звезды проходят и в которых они
скапливаются, подобно машинам на перекрестках дорог.
Плотность машин на перекрестках обычно выше их плотности на
открытых участках пути: ведь даже при отсутствии специальных знаков
шоферы снижают скорость перед перекрестком, так как знают, что проезжать
его им придется по очереди. На прямых участках дороги такое скопление
машин может возникнуть, например, в результате автомобильной
катастрофы. Проезда нет, останавливаются все новые и новые машины, и даже
после того, как разбитые автомобили убраны с проезжей части, может пройти
час- другой, прежде чем затор рассосется окончательно.
208

Рис. 71. Двухсотдюймовый телескоп Хэйла на Маунт-Паломар в Калифорнии.
Это последний из серии больших телескопов, разработка и установка которых проходила
под руководством Джорджа Эллери Хэйла *.
* Самый большой в мире двухсотсорокадюймовый (или шестиметровый) телескоп в
скором времени начнет работать в нашей стране. Он установлен на высоте 2000 м недалеко от
станицы Зеленчукская на Северном Кавказе. — Прим. ред.

Рис. 72. Стодвадцатидюймовый телескоп Ликкской обсерватории на Маунт-Гамилтон
в Калифорнии.
По теории Лина — Шу звезды имеют тенденцию скапливаться в
определенных местах системы галактических «дорог», и последующее снижение
скорости ведет к образованию спиральных структур. Это коллективное
поведение, и хотя оно обусловлено не угрозой столкновения между звездами,
а их взаимным притяжением, результат в значительной степени
напоминает автомобильные заторы на шоссе.
Линдблад утверждал, что спирали закручиваются совсем не так, как
интуитивно предполагали многие астрономы: он заявил, что ветви обраще-
210

ны вперед по направлению движения, а не назад. С другой стороны, Лин и
Шу считают, что ветви должны отставать, но что это структура в целом —
самоподдерживающаяся и ее свойства изменяются очень медленно.
Конкретная же форма, согласно их теории, зависит от сплюснутости и плотности
данной галактики.
Подобные самоподдерживающиеся структуры не так уж редки и на
Земле. Примером их может служить рост городов: люди собираются в одном
месте по самым различным причинам и постепенно начинают зависеть друг
от друга. Многие традиции и обычаи также можно рассматривать как
самоподдерживающиеся структуры: раз возникнув, они сами себя питают и
сохраняют.
Выдвигалось много других теорий, но в большинстве своем они
исходили из более сложной системы предпосылок и допущений и гораздо труднее
поддаются математическому анализу. Одна из них утверждает, что газ и
пыль галактики увлекаются вращающимся магнитным полем и что из пыли
возникают звезды. Однако известные в настоящее время галактические
магнитные поля слишком слабы, чтобы удерживать вещество в ветвях. Другая
гипотеза утверждает, что вещество извергается из центра галактики, словно
из сопла форсунки, и вращение этого сопла приводит к образованию ветвей.
Подобная теория может показаться довольно причудливой, но не менее
причудливы и факты: истечение газа из центра нашей Галактики
действительно наблюдается.
Такие истечения, возможно, не имеют никакого отношения к форме
нашей Галактики, но их наличие лишний раз напоминает, что никакую
гипотезу не следует отвергать только на основании ее внешней
неправдоподобности. Нам не обойтись без некоторого числа малоправдоподобных гипотез,
прежде чем удастся создать правдоподобную систему.
ГЛАВА 21. СПИРАЛЬНАЯ ФОРМА
МЛЕЧНОГО ПУТИ
Астрономы признали в Млечном Пути спиральную галактику вовсе не
благодаря внезапному прозрению. Этому предшествовало длительное
накопление и последующее подтверждение различных догадок. В 1919 г. Шеп-
ли заявил, что шаровые звездные скопления лежат большим облаком вокруг
центра нашей Галактики, но сам Млечный Путь он назвал Метагалактикой
и видел в нем скопление меньших по размерам систем. В 1925 г. Хаббл
признал, что спиральные туманности — это островные вселенные. В 1927 г.
было доказано вращение Млечного Пути вокруг звездных облаков в созвездии
Стрельца.
К 1940 г. уже мало кто из астрономов сомневался, что наш Млечный
Путь — это спиральная галактика, но никто не мог указать в небе образец
и сказать: «Вот и наша совсем такая». Излюбленными объектами для
сравнения с нашей Галактикой были туманность Андромеды (отнесенная Хаб-
211

блом к классу Sb) и туманность М 101 (класс Sc). У этой последней
маленькое ядро и неплотно закрученные ветви, а у первой — большое ядро и
плотно закрученные ветви. Наше положение внутри Галактики настолько
искажает перспективу, что астрономы до сих пор не уверены, какова ее
точная форма, однако исследование внегалактических туманностей позволило
сформировать представление о спиральных ветвях Галактики.
В ветвях туманности Андромеды и сходных с ней спиралей были
обнаружены галактические туманности, яркие голубые звезды, скопления,
долгопериодические цефеиды. Астрономы начали искать их в пределах
нашего Млечного Пути и вскоре нашли признаки существования спиральных
ветвей поблизости от нашего Солнца. Однако картина была очень
фрагментарной. Затем во время второй мировой войны молодой голландский
астроном X. К. ван де Хюлст высказал предположение, что атомы водорода в
космическом пространстве (если они там есть) способны испускать
радиоволны, обнаруживаемые с Земли. В 1951 г. в Америке и Голландии удалось
уловить это излучение — оно было монохроматично, подобно звуку
камертона, — и с помощью эффекта Доплера установить лучевую скорость
испускающего его газа *. То, что радиоизлучение водорода происходит на од-
ной-единственной частоте, является весьма ценным обстоятельством,
поскольку по скорости перемещения испускающих это излучение облаков
можно определить расстояние до них, исходя из вполне правдоподобного
предположения, что водород участвует в общем вращении Галактики.
Карта Млечного Пути внезапно начала заполняться все новыми
деталями, и некоторые из них отлично согласовались с уже имевшимися
фактами, указывавшими на наличие спиральных ветвей. Обнаруживались и
несоответствия, но они были не слишком обескураживающими и просто
показали, что спиральная ветвь представляет собой сложное сочетание
систем звезд, газа, пыли и звездных скоплений, положение которых в
пространстве далеко не всегда совпадает.
Заключительным шагом явилось предложенное Бааде разделение
звездного населения на две группы (см. гл. 20), которое дало необходимую
схему, позволившую разобраться в пространственном распределении
соседних с нами звезд: очень молодые звезды в отличие от старых находятся
только в спиральных ветвях; Солнце движется по круговой орбите вокруг
центра Галактики, другие же звезды, нередко очень бедные металлами,
движутся по сильно вытянутым орбитам, которые приводят их гораздо
ближе к этому центру. Астрономы начали рассматривать эти различия как
указания на прошлую историю нашей Галактики.
На мой взгляд, наиболее важным итогом всех этих исследований
явилось открытие вращения Галактики вокруг определенного центра. Все по-
1 Речь идет об излучении межзвездного водорода на волне 21 см. Излучение
характеризуется одной спектральной линией и возникает при переходе между
энергетическими уровнями сверхтонкой структуры основного состояния водородного
атома в условиях исключительно малых плотностей вещества. Это по сути дела
единственный признак, позволяющий обнаружить скопления нейтрального межзвездного
водорода. —Прим, ред.
212

иски данных, которые позволили бы классифицировать нашу Галактику
по схеме Хаббла, так или иначе были связаны с природой этого вращения.
Открыто оно было следующим образом.
В первые десятилетия XX века особенно широко обсуждались вопросы,
связанные с движением звезд в пространстве. Были замечены два странных
явления, как будто совсем между собой не связанных. Небольшое число
звезд в окрестностях Солнца двигалось с чрезвычайно большими
скоростями — до 80 км/с — словно ястребы в стае голубей. Происхождение этих
«быстрых» звезд было совершенно неизвестно. В дополнение к этому
своеобразному движению небольшой части звездного населения у всех звезд в
окрестностях Солнца наблюдалась тенденция разделяться на два
встречных потока, движущихся примерно в пять раз медленнее «быстрых» звезд.
Один цз потоков направлялся в сторону звездных облаков в созвездии
Стрельца, а другой — от этой области к относительно пустынному участку
Млечного Пути (рис. 73). Некоторые астрономы сочли такое разделение
доказательством кольцевого строения Млечного Пути: они утверждали, что
мы наблюдаем движение звезд в обоих направлениях по кольцу.
Шведский астроном Линдблад предложил иное решение проблемы,
которое принадлежит к великолепным примерам астрономического
прозрения XX века. В 1921 г. он показал, что эти два движения представляют
собой разные проявления одного и того же явления — вращения Млечного
Пути вокруг какого-то центра, лежащего в направлении созвездия
Стрельца.
Линдблад предположил, что наша Галактика включает ряд
подсистем, каждая из которых имеет свою* отличную от других
пространственную форму и вращается с собственной, отличной от других скоростью
вокруг единого галактического центра. Шаровые скопления, например,
принадлежат к сферической составляющей, которая вращается очень
медленно, а звезды в плоском диске пашей Галактики образуют быстро
вращающуюся систему. Согласно этой модели, быстрые звезды на самом
деле движутся медленно, а их скорость кажется нам большой потому,
что мы их нагоняем.
Почему они движутся медленно? Линдблад указал, что медленные
звезды должны двигаться по вытянутым эллиптическим орбитам; их
небольшая скорость говорит о том, что эти звезды приближаются к центру
Галактики и вновь удаляются от него, а не летят по круговым орбитам
на постоянном расстоянии от него. (Точно так же, если бы Земля
замедлила свое движение по орбите, ее увлекло бы к Солнцу и ее орбита
превратилась бы в эллипс, пересекающийся в двух точках с ее нынешней
орбитой.)
Далее Линдблад предположил, что два потока звезд могут быть
всего лишь результатом движения звезд по многочисленным эллиптическим
орбитам к центру и от него. В любой точке пространства примерно
половина звезд будет находиться на той ветви орбиты, где она движется от
центра, а вторая половина будет двигаться к центру. Общее же впечат-
213

ление при наблюдении от Солнца, перемещающегося вместе со всей этой
«толпой» (так что большую часть орбитального движения звезд обнаружить
нельзя), таково, будто имеются два звездных потока, из которых один
направляется в сторону центра вращения, а другой — от него.
Одновременно должно казаться, что быстрые звезды движутся назад под прямым углом
к направлению на галактический центр.
Все это были только гипотезы, хотя Линдблад подкрепил их
соответствующим математическим анализом. Затем в 1927 г. голландский
астроном Ян Оорт подтвердил гипотезу Линдблада и показал, что в больший-
ч * / f
Рис. 73. Движение звезд в окрестностях Солнца.
В начале XX века представлялось, что все звезды разделяются на три группы: две группы
(два «звездных потока») медленно движутся в противоположных направлениях; третья
группа («быстрые» звезды) движется гораздо быстрее под прямым углом к первым двум. В 20-х
годах было установлено, что подлинной причиной этих наблюдаемых движений является
вращение нашей Галактики вокруг некоего центра, лежащего в направлении созвездия Стрельца.
стве своем соседи Солнца движутся подобно планетам вокруг какого-то
центрального солнца. Оорт вовсе не считал, что в центре Галактики
действительно существует некое массивное ядро, заставляющее звезды
двигаться по орбитам, как Солнце заставляет двигаться планеты. Он
понимал под этим лишь то, что суммарное тяготение всех звезд с орбитами,
меньшими орбиты Солнца, будет подобно притяжению центрального
ядра, если бы такое ядро существовало. Анализ Оорта послужил
фактическим доказательством для гипотезы Линдблада. Для того чтобы попять,
почему это так, нам следует рассмотреть характер движения тел в
пределах Солнечной системы.
Солнце далеко превосходит по массе планеты, и поэтому оно
остается неподвижным в центре Солнечной системы, а орбиты планет все
концентричны, и Солнце лежит в одном из их фокусов (рис. 74). Самая
близкая к нему планета, Меркурий, притягивается с наибольшей силой,
а потому,, чтобы остаться па круговой орбите, она должна двигаться по
ней чрезвычайно быстро. Кеплер открыл законы, описывающие это дви-
214

жение, и один из них гласит, что квадрат периода обращения планеты
пропорционален кубу радиуса ее орбиты (то есть Р2 пропорционально
г3, где Р — период, а г — радиус орбиты или половина ее большой оси,
если речь идет об эллиптической орбите).
Время обращения Меркурия вокруг Солнца составляет 88 дней, или
0,24 земного года; исходя из этого, мы можем вычислить величину его
орбиты. По закону Кеплера имеем (0,24) 2~ г3, откуда получаем, что г
Рис. 74. Орбиты планет.
Внешние планеты движутся медленнее, чем внутренние, так как они находятся дальше от
центральной массы и поэтому испытывают менее сильное притяжение. Точно так же внешние
части нашей Галактики движутся медленнее, чем внутренние. Однако эта аналогия не
выдерживается вплоть до центра Галактики, так как масса Галактики распределена между
звездами, а они не обладают тенденцией концентрироваться к галактическому центру.
составляет 0,39 радиуса орбиты Земли, и, следовательно г=0,39Х
X150 000 000 ~ 58 000 000 км.
Уже из чисто геометрических соображений мы знаем, что скорость
планеты пропорциональна r/Р и, следовательно, эта скорость
уменьшается с увеличением расстояния от центра пропорционально l/r1^.
В Галактике положение несколько иное, так как ее масса не
сосредоточена в центральном теле, а распределена между звездами.
Поэтому внутренние звезды не испытывают такого сильного притяжения,
каким оно было бы, если бы эта масса оказалась собранной воедино, и в
результате они движутся по своим орбитам несколько медленнее.
Однако внешние звезды ведут себя так, словно вся масса Галактики
сконцентрирована в ее ядре, и Оорт опирался в своем анализе на
предположение, что Солнце находится на периферии нашей Галактики. Если
это действительно так, то звезды в удаленных областях должны
двигаться медленнее, а более близкие к центру Галактики — быстрее.
Изучая спектроскопические данные о лучевых скоростях звезд, Оорт
обнаружил, что эта схема постоянно подтверждается. Звезды непосредственно
впереди нас и за нами, то есть находящиеся на той же орбите,
движутся со скоростями, очень близкими к нашей, и по отношению к
Солнцу кажутся неподвижными: их лучевая скорость равна нулю. Звезды же,
находящиеся непосредственно между нами и центром Галактики,, а
также лежащие точно на противоположной от центра стороне, как бы
движутся под прямым углом к линии нашего зрения, и их лучевые скорости
215

также равны нулю. Звезды, занимающие промежуточные положения,
либо удаляются, либо приближаются в зависимости от конкретного
направления (рис. 75).
Вся эта схема подразумевала вращение вокруг центра, лежащего
либо в направлении шаровых скоплений, которые изучал Шепли, либо
точно в противоположном. Оорт предположил, что центр Галактики
лежит в направлении шаровых скоплений, и ему удалось вычислить рас-
V и с. 75. Схематическое изображение галактического вращения в окрестностях
Солнца.
Звезды, находящиеся ближе к центру Галактики, движутся быстрее Солнца; звезда в точке 2
удаляется от Солнца, звезда в точке 3 движется с той же скоростью, что и Солнце. Звезды
в точках 1 и 4 движутся поперек линии нашего зрения, и их лучевые скорости пренебрежимо
малы.
стояние до него, опираясь на характер изменения скоростей и звезд
вблизи Солнца.
Полученное им расстояние — 20 000 световых лет — составляло лишь
треть того расстояния, которое отстаивал Шепли. Расхождение
выглядело значительным, но в то время разрешить этот вопрос было
невозможно. Труды Оорта, казалось, свидетельствовали в пользу модели Шепли,
но камнем преткновения оставалось расхождение в масштабах. Три года
спустя, когда Трюмплер показал, что свет дальних скоплений
ослабляется пылью и потому они кажутся дальше, чем находятся в
действительности, расхождение исчезло.
Так Оорт подтвердил гипотезу Линдблада о крупномасштабном
вращении внутри нашей Галактики. В своем анализе он пошел еще дальше
и опознал несколько из предсказанных Линдбладом подсистем, показав,
что звезды сферической составляющей отличаются от звезд плоской
составляющей. По-видимому,, свойства звезд оказались определенным
образом связанными с их местоположением и движением внутри Галактики.
216

В начале этих исследований предполагалось даже, что скорость сама
по себе может влиять на внешний вид звезды, но вскоре различия были
отнесены за счет различий химического состава и астрономы поняли, что
химический состав звезды зависит от времени и места ее рождения, а не
только от времени, которое прошло после него.
Двадцать лет спустя, когда Бааде открыл, что звезды эллиптических
галактик, шаровых скоплений и центральных областей спиральных
галактик следует считать населением, отличным от звезд диска и ветвей
спиральных галактик, он указал также, что существование именно такого
различия Оорт задолго до этого предполагал и в нашей Галактике.
Быстрые звезды соответствовали населению II по Бааде, и Солнце, и его
соседи относились к населению I. По общему мнению, эти два типа
звездного населения возникли в разное время. Если бы удалось доказать, что
звезды населения II образовались, когда Галактика все еще сохраняла
большой сферический ореол из газа и пыли, это объяснило бы
современное распределение, скажем, шаровых скоплений, которые представляют
собой наиболее типичный образчик населения II. Это объяснило бы
также, почему в таких звездах содержится мало тяжелых элементов,
количество которых явно увеличилось на более поздних этапах развития
нашей Галактики. Звезды населения I, распределение которых
ограничивается только диском Галактики, образовались позже, когда ореол
сжался и пыль внутри Галактики сгустилась в уплощенную систему.
Звезды, возникшие в пределах этой плоской системы, должны были
остаться вблизи диска.
Открыты были и промежуточные типы звездных населений, так что
это разделение не абсолютно. Однако оно достаточно заметно для того,
чтобы подтвердить предположение, что звездообразование составляет
значительную часть жизни галактики.
Линдблад — человек, разгадавший загадку быстрых звезд и двух
звездных потоков,— выдвинул и теорию образования и развития
спиральных ветвей. Согласно этой теории, спиральные галактики вращаются
ветвями вперед, а так как центральные части галактик вращаются
быстрее, то по этой теории ветви должны раскручиваться. Против него
выступил американский астроном В. М. Слайфер. Он исследовал спирали
с помощью спектрографа, стараясь определить, какая их сторона
приближается к Земле, и обнаружил — во всяком случае, так ему казалось —
что спирали вращаются ветвями назад.
В 30-х годах Хаббл иссдедовал буквально все до единой яркие
спиральные галактики, которые доступны наблюдению с Маунт-Вилсон,
в частности, стараясь определить направление вращения спиралей, если
окажется, что они действительно вращаются все в одну сторону. В 1943 г.
он указал, что «эмпирическое решение этой на первый взгляд простой
проблемы оказывается, как ни странно, трудным», и разделил ее на три
отдельные задачи.
217

Рис. 76. Схематическое изображение спиральной галактики.
Согласно определению Хаббла. это правосторонняя спираль, потому что точка, скользящая
вдоль ее ветви по направлению к центру, будет двигаться по часовой стрелке. С помощью
спектроскопа можно установить, какой конец спирали приближается к Земле. Предположим,
это правый конец. Тогда для решения вопроса, вращается ли галактика вперед или назад
ветвями, мы должны знать, как расположена ее нижняя сторона — ближе ли она к нам или
дальше от нас. Критерии Хаббла для определения ближнего края галактик были приняты не
всеми, но его выводы получили подтверждение, когда удалось обнаружить спиральное
строение нашей Галактики.
Во-первых, с помощью спектрографа можно различить, какая
сторона приближается, а какая удаляется* только при условии, что
плоскость рассматриваемой галактики наклонена к линии зрения не более
чем на 60°. Во-вторых, исследование спирального строения позволяет
отличать правосторонние галактики от левосторонних. (На фотографии
правосторонней спирали точка, приближающаяся по спирали к центру,
будет двигаться по часовой стрелке.) Различить направление
закручивания спирали, плоскость которой наклонена менее чем на 10—20°,
очень трудно.
Сложность заключалась в третьем этапе исследования — в
определении, какая сторона галактики ближе к Земле. Как показывает
рисунок 76, ветви правосторонней спирали, у которой правый бок
приближается к Земле, могут быть обращены и вперед, и назад. Они обращены
назад, если верхний конец малой оси ближе к нам, и вперед,— если он
дальше от нас. Споры сосредоточились вокруг вопроса о методах
определения ближней стороны спиралей, поскольку, за немногими
исключениями, все спирали, наклоненные достаточно сильно, чтобы нам было
видно их строение, наклонены слишком сильно для того, чтобы возможно
было четко определить, какая их сторона ближе.
Звездные и газовые облака в пределах галактики не поглощают
света друг друга и никак на него не воздействуют. Таким образом, даже
зная, что газ распределен лишь с одной стороны звездного облака, мы
не смогли бы только по виду картины решить, находится ли он ближе
к нам, чем звезды, или наоборот. Пыль ведет себя иначе: облако пыли,
находящееся перед звездой, затемнит ее свет, но пыль, находящаяся
позади звезды, воздействовать на него не может.
В этой особенности пыли заключалась единственная надежда
астрономов на возможность определения ближней стороны галактик.
Пылевые полосы — обычная черта спиральных галактик, и в тех случаях,
когда они проектируются на центральную часть галактики, они в
принципе четко указывают ближнюю ее сторону. К несчастью, в подобных
галактиках спиральная структура довольно часто бывает неразличимой,
и от того, что мы узнаем, какая сторона ближе, оказывается, мало толку.
218

Рис. 77. Негативы фотографий двух спиральных галактик, наклоненных достаточно
сильно, чтобы было видно их спиральное строение, и в то же время достаточно
слабо, чтобы можно было с несомненностью определить ближнюю сторону (согласно
Хабблу).
У верхней галактики, NGC 3190, виден необычный завиток, который помогает различить ее
спиральное строение. По-видимому, именно эта галактика убедила Хаббла, что спиральные
ветви обращены назад.
Требовалось найти галактику, которая была бы наклонена достаточно,
чтобы мы видели ее спиральные ветви, но в то же время не настолько,
чтобы это мешало определить, какая ее сторона к нам ближе (рис. 77).
В слабо наклоненных к лучу зрения наблюдаемых с ребра
галактиках видна резко очерченная полоса пыли, тянущаяся от центральной
219

линзы и вызывающая поглощение света, которое как будто преобладает
с одной стороны. Как доказал в своем обзоре Хаббл, все галактики
вращаются единообразно — ветвями назад, если принять, что поглощающие
области находятся на дальней стороне галактики, или ветвями вперед,
если считать> что эти области расположены на ближней к нам стороне.
Хаббл утверждал, что затемнена дальняя сторона, Линдблад же,—
что ближняя. Внимательное рассмотрение их работ показывает, что они
были единодушны в оценке наблюдаемых фактов, но расходились в ис-
-100-90-80 -70-60-50-kO'30-20-10 0 10 20 3040 50 60 70 80 90 100
X (минуты дуги)
Рис. 78. Схема спиральных ветвей в туманности Андромеды, М 31.
На этом чертеже показано расположение в туманности Адромеды эмиссионных туманностей.
Стрелками отмечено направление вращения, определенное -с помощью спектроскопа. По этому
рисунку трудно сказать, является ли спираль право- или левосторонней (см. рис. 76), но если
заново расположить все точки так, словно мы смотрим на галактику сверху, система ветвей
станет отчетливо левосторонней. Итак, М 31 вращается ветвями назад.
ходных предпосылках. Хаббл предполагал, что пыль сосредоточена в
узком слое вблизи центральной плоскости галактики, Линдблад же считал,
что она распределена в облаке, которое окутывает всю галактику,
простираясь за пределы центрального сгущения. По мнению Линдблада,
пыль в спиральных ветвях находилась повсюду между звездами, Хаббл
же полагал, что она сосредоточена на внутренних краях ветвей.
Доводы Хаббла как будто убедили большинство астрономов в том,,
что ветви обращены назад. (В разгар этого спора я был студентом и,
помнится, полностью верил в правоту Хаббла. В то время построения
Линдблада казались мне несколько искусственными, и я не оценил всей
силы его теоретических доводов.)
Вопрос был решен, когда удалось проследить расположение ветвей
в нашей собственной Галактике: они оказались обращенными назад.
Итак, изучение нашей Галактики подтвердило правоту Хаббла, а
поскольку он доказал, что ветви всех галактик закручены в одном направлении,
было признано, что они обращены назад во всех спиралях. Это один из
тех редких случаев, когда астрономы разобрались в строении других
галактик, исследуя нашу (рис. 79).
При вР1зуальных наблюдениях спиральных галактик у многих из них
обнаруживалось звездообразное ядро. В последнее время выяснилось,
220

Рис. 79. Спиральное строение нашей Галактики.
Межзвездный (нейтральный) водород, по-видимому, распределяется по спиральным ветвям
нашей Галактики, как видно из этой карты его облаков, составленной по наблюдениям с
помощью радиотелескопа. Многие, хотя и не все черты этого узора, совпадают с чертами
спирального строения, обнаруженного по эмиссионным туманностям и скоплениям молодых
звезд. Солнце помечено буквой С, а центр нашей Галактики находится в точке Ц. (Один
килопарсек (кпс) составляет примерно 3200 световых лет.) Эта диаграмма получена в
Лейденской обсерватории (Голландия).
что ядра эти не только являются геометрическими центрами галактик,
но, возможно, играют решающую роль в их рождении и развитии.
В 40-х годах советский астроном В. А. Амбарцумян высказал
предположение, что из центров многих галактик выбрасываются
колоссальные количества вещества, в основном невидимого. В то время его идея
казалась невероятной, но она опиралась на ряд неопровержимых фактов.
Он не пытался объяснить, почему это происходит: он предложил эту
гипотезу только как основу для дальнейших исследований. В
определенном смысле идея эта лежала вне сферы дискуссий, так как данных,
свидетельствующих в ее пользу или против нее, было слишком мало, однако
многие астрономы держали ее, так сказать, в уме, и теперь, по их
мнению,, она начинает подтверждаться.
При очень короткой экспозиции в большом телескопе туманность
Андромеды выглядит как крохотный овал, немногим больше звезды.
221

Это изображение ее ядра, свет которого чрезвычайно силен. Овальная
форма ядра указывает на быстрое вращение, а цвет его довольно похож
на цвет звезд населения II в гораздо более крупной центральной линзе
этой галактики.
Ядро нашей Галактики на обычных фотографиях невидимо, так как
облака пыли в Млечном Пути скрывают его от нас. Поиски центра
системы шаровых скоплений производились путем исследования
радиоизлучения, которое доходит до нас сквозь облака межзвездной пыли. В
ожидаемом месте была открыта небольшая яркая область: ее поперечник
составляет одну двадцатую градуса,— именно таковы были бы размеры
ядра туманности Андромеды, если бы оно находилось на том же
расстоянии.
Однако излучение ядра нашей Галактики — не просто звездный свет:
об этом свидетельствует его мощность в радиодиапазоне. По-видимому,
центр нашей Галактики — это генератор «синхротронного» излучения,
то есть излучения того типа, которое испускают электроны, вращаясь
в магнитном поле синхротрона (одного из ускорителей элементарных
частиц). Если выбросить электрон в магнитное поле, он будет двигаться
по спирали. Движущиеся по спирали электроны создают излучение в
широком диапазоне длин волн — от радиоволн до видимого света,— и
распределение энергии по этому спектру определяется скоростью электронов
и напряженностью магнитного поля 1.
Нейтральный газ не может быть источником синхротронного
излучения,, так что ядро Галактики должно содержать ионизированный газ.
Небольшое облако нейтральных атомов водорода было обнаружено в
окрестностях ядра: оно стремительно вращается и расширяется. Высоко
над плоскостью Млечного Пути имеется множество сходных облаков, и
некоторые из них, по-видимому, движутся к галактическому центру.
Возможно, в Галактике существует циркуляция водорода — он
втягивается в центр Галактики сверху и выбрасывается наружу вдоль плоскости
Млечного Пути.
Каким бы образом ни возникали подобные движущиеся газовые
облака и какую бы роль они ни играли, во Вселенной это явление
встречается довольно часто. В ядрах многих галактик наблюдается аналогичная
активность, и иногда даже гораздо более бурная; наиболее активные из
галактических ядер удивительно похожи на квазары — самые мощные
из открытых до сих пор источников излучения.
Если Амбарцумян был прав и вещество действительно
выбрасывается из центров галактик, мы, возможно, присутствуем при рождении
огромных звездных систем. И если это так, астрономы стоят в преддверии
еще одной революции в их науке.
1 Фундаментальные результаты по исследованию синхротронного излучения от
космических объектов были получены советскими учеными В. Л. Гинзбургом и
И. С. Шкловским. — Прим. ред.
222

эпилог
В 1942 г., в то время когда Бааде пытался различить отдельные
звезды в центральных областях туманности Андромеды, еще один
астроном в обсерватории Маунт-Вилсон заканчивал статью, в которой он
описывал необычную активность в ядрах некоторых спиральных галактик.
Среди промежуточных спиралей он обнаружил несколько галактик с
особенно яркими ядрами, причем ядра эти содержали облако — или
облака — быстро расширяющегося газа. Спектральный анализ газа показал,
что последний характеризуется малой плотностью и высокой
температурой, подобно газу планетарных туманностей, но самым поразительным
было то, что он извергался из ядра со скоростью во много тысяч
километров в секунду и должен был вырваться в межгалактическое пространство
задолго до того, как галактики успеют совершить следующий оборот.
Автором этой статьи был Карл Сейферт. Сначала она вызвала лишь
любопытство, какое возбуждают всякие диковинки. Несомненно, в
галактиках происходило что-то неожиданное, но никто не мог найти этим
явлениям более широкого истолкования.
Такие галактики стали называться «сейфертовскими галактиками»,
и их сочли возможной переходной ступенью между активностью того
типа, которая проявляется в центре нашей Галактики, и катастрофами,
наблюдающимися в некоторых других, таких, например* как наша
соседка — гигантская эллиптическая галактика М 87, которая выбросила
из своего ядра мощную струю (рис. 80), или галактика М 82, которая
словно бы вся вывернулась наизнанку (рис. 81) !.
Еще ближе к Солнцу, уже в пределах Млечного Пути, находится
Крабовидная туманность — по-видимому, след взрыва сверхновой звезды
1054 г. По своим волокнистым структурам и спектральному составу
излучения этот объект (рис. 44) очень сходен с М 82. В обоих случаях
значительная часть света излучается электронами, движущимися по
спирали в магнитном поле. Но на этом сходство и кончается, так как
Крабовидная туманность — совсем крошка по сравнению с М 82 и обладает
сравнительно ничтожной массой. В глубине ее мигает обнаруженный
совсем' недавно «пульсар». Это, очевидно, остаток прежней звезды.
Он представляет собой крохотную звездочку, состоящую из нейтронов —
элементарных частиц, которые расположены здесь настолько тесно, что
не могут образовать нормальных атомных ядер. Эта звезда вращается
со скоростью сто оборотов в секунду, закручивая вокруг себя магнитное
поле, как танцовщица шарф, и испуская импульсы радиоизлучения.
Нейтронная звезда содержит лишь малую долю массы первоначальной
звезды, а все остальное превратилось в туманность, которая разлетается
к границам Млечного Пути.
1 Советский астроном Б. Е. Маркарян открыл другой тип галактик,
отличающихся бурной активностью в центральных областях. Этот новый класс внегалактических
объектов получил название «галактики Маркаряна» и сейчас интенсивно изучается
как в СССР, так и за рубежом. — Прим. ред.
223

Рис. 80. Выброс из ядра М 87.
В этой гигантской эллиптической галактике (см. рис. 18), видимо, протекают какие-то бурные
процессы. Цвет выброса голубой и излучение сильно поляризовано, как это могло бы быть в
случае, если бы оно создавалось быстрыми электронами, летящими вдоль магнитных силовых
линий. Кроме того, эта галактика — источник мощного радиоизлучения.

Рис. 81. Взрывающаяся галактика М 82.
В ней, по-видимому, произошел выброс гигантского количества вещества из центральной
области. Вертикальные волокна состоят из водорода, а потому светятся красным светом, и их
можно выделить из общего фона звездного света с помощью цветных светофильтров.
Эти недавно обнаруженные свидетельства галактических катастроф
породили вопросы, которые затрагивают самые основы современных
представлений о происхождении галактик и расширении Вселенной.
До самого последнего времени большинство астрономов считало, что
галактики образовались вследствие сгущения хаотически движущегося
вещества, которое прежде заполняло Вселенную. Первородный хаос был
началом начал в древнегреческих и древнееврейских космогонических
легендах и вошел в большинство современных космологических теорий.
Никто из астрономов не рискует утверждать, будто он понимает, как
именно протекал процесс конденсации «первородного» вещества, но
большинство из них сходится на том, что в любом случае этот процесс
естественным образом должен был привести к возникновению быстро
вращающихся галактик — по аналогии с образованием Солнечной системы из
обширного вихря межзвездной пыли и газа (см. гл. 13).
225

Когда Бааде объявил о существовании в туманности Андромеды двух
типов звездного населения, которые были затем открыты и в пределах
нашей Галактики,, астрономы нашли объяснение тому факту, что звезды
старшего населения движутся медленнее звезд молодого населения.
Старшее население, говорили они, возникло, когда газово-пылевая
составляющая Млечного Пути еще сохраняла свою первичную сферическую форму
и не успела сплющиться в быстро вращающийся диск. Это объяснение,
по-видимому, прекрасно подтверждалось химическими различиями
между старым и молодым поколениями: в старших звездах меньше тяжелых
сложных атомов — предположительно потому, что эти атомы
образовались в больших количествах уже после рождения старшего населения.
Однако в эволюции галактик можно проследить одну особенность,
которая не так-то легко поддается объяснению. Если быстро
вращающиеся диски галактик образовались позже медленно вращающихся
сферических составляющих, почему же эти диски значительно больше
центральных областей?
Интуиция может подсказать такую картину конденсации галактики.
Газ и пыль вначале распределены примерно сферически и сжимаются,
вращаясь все быстрее и уплощаясь. Малые сгущения внутри облака
становятся звездами и звездными скоплениями. Те из них, которые
возникнут раньше, составят сферическую медленно вращающуюся вокруг
галактического центра систему — население II по Бааде.
После того как в сферической системе возникнет первое поколение
звезд, оставшийся газ будет продолжать стягиваться в диск. Не ясно*
каким образом это продолжающееся сжатие само по себе может создать
диск, превышающий по размерам первоначальное сферическое облако.
Некоторые астрономы предполагают, что появлению второго поколения
звезд предшествовала серия катастроф. Они считают, что первичные
звезды действовали как колоссальные «духовки», в которых из более
простых элементов (например, водорода и гелия) «выпеклись» более
тяжелые и сложные по своему строению атомы (например, кислорода и
железа). Затем эти звезды вновь выбросили свое вещество в пространство
как материал для следующего звездного поколения. Таким способом
астрономы пытаются объяснить различия химического состава звезд.
Но почему же сфера в первом поколении и диск во втором? И
почему второе поколение простирается в пространстве далеко за пределы
первого? Не исключена вероятность того, что «испеченный» материал был
выброшен с большой силой и распространился по гораздо более
обширному пространству. Затем он сплющился в диск и дал начало новым
звездам.
Галактики обладают одной замечательной чертой, которая,
возможно, свидетельствует о том, что они не сконденсировались
непосредственно из хаотически движущегося вещества, заполнявшего Вселенную,—
226

величина галактик как будто ограничена четким максимальным пределом.
Непрерывная шкала размеров, по-видимому, соединяет небольшие
шаровые скопления с карликовыми галактиками, со спутниками
туманности Андромеды, с нашей Галактикой и, наконец, с гигантскими
эллиптическими галактиками. Однако все большие галактики имеют,
по-видимому, примерно одинаковую величину, и эта закономерность
противоречит интуитивным предположениям некоторых ученых о случайном
характере процесса конденсации. (Правда, у звезд тоже наблюдается
четко выраженный предел массы, а ведь считается, что они образовались
благодаря случайной конденсации, но тогда мы предполагаем,, что самые
большие звезды уже погасли. И теперь мы видим только маленькие
звезды, которым удалось выжить. Некоторые астрономы не хотят
согласиться с тем, что то же могло произойти и с галактиками, поведение
которых не слишком похоже на поведение отдельной звезды, и они
предлагают совершенно разные механизмы образования для тех и других.)
Рис. 82. Источник радиоизлучения NGG 1316.
В этой необычной галактике наблюдаются два источника радиоизлучения, по одному
с каждой стороны словно какое-то облако было выброшено в обоих направлениях вдоль
магнитного поля. Подобная конфигурация не так уж редко встречается у внегалактических
источников радиоизлучения.
227

Человек, побывавший внутри ядра сейфертовской галактики, вынес
бы оттуда незабываемые впечатления: небо там должно пылать слепящим
пламенем. В марте 1970 г. был поднят аэростатом на высоту 24 км
тридцатишестидюймовый телескоп, с помощью которого предполагалось
выявить некоторые тонкие детали поверхности планет и внутреннего
строения галактик. Исследованием руководил сотрудник Иринстонского
университета Мартин Шварцшильд. Ядро одной из сейфертовских
галактик (NGG 4151) в этом телескопе оказалось по величине неотличимо от
звезды, из чего Шварцшильд заключил, что диаметр его не может
превышать 17 световых лет, то есть он всего вчетверо больше расстояния до
ближайшей к Солнцу звезды. И тем не менее яркость этого ядра равна
яркости двух миллиардов Солнц!
Было выдвинуто предположение, что это ядро представляет собой
скопление десяти миллиардов звезд, движущихся с относительными
скоростями порядка полутора тысяч километров в секунду. В таком
скоплении каждые несколько месяцев должно происходить хотя бы одно
столкновение, а подобные столкновения могли бы объяснять значительную
часть излучения ядра. Интенсивность этого излучения должна была бы
изменяться, усиливаясь в момент столкновения, а затем уменьшаясь.
И такие колебания действительно были обнаружены, однако они имеют
период порядка года, что явно не согласуется с рассматриваемой
гипотезой.
Указанный средний период колебаний яркости этого ядра заставляет
нас сделать вывод, что, будь ядро единым телом, диаметр его не мог бы
превышать одного светового года. Действительно, если бы оно было
намного больше, его части никак не могли бы изменяться синхронно друг с
другом так, как это наблюдается с Земли. Никакой сигнал не мог бы связать
все его части менее чем за год, а если бы они не были связаны сигналами,
то не могли бы изменяться строго в такт: большинство изменений гасило
бы друг друга, и мы замечали бы только крохотное остаточное мерцание, а
не значительные колебания яркости.
Этот аргумент в настоящее время широко применяется в
астрономии: объект, в котором наблюдаются значительные колебания яркости за
период в Т дней, не может иметь в диаметре больше Т световых дней.
(Соответствующая линейная величина его равна сТ, где с — скорость
света, равная 300 000 км/с.)
В качестве аналогии представьте себе большой хор, поющий в
темноте, так что певцы могут общаться только при помощи звука. Если
его участники расставлены, скажем, шеренгой длиной в 300 м, звуку
потребуется секунда, чтобы долететь от одной крайней точки до другой,
п если дирижер стоит в центре,, ему будет нелегко добиться от певцов
синхронности лучше, чем в полсекунды.
А теперь расширим аналогию, предположив., что дирижер хочет,
чтобы хор продержал ноту не более 0,1 с. Если он стоит в центре хора,
самая короткая нота, которую может услышать человек, находящийся вне
расположения хора, будет равна 1с — времени, за которое звук пройдет
расстояние между дальним и ближним концами шеренги.
228

Рис. 83. Необычная спиральная галактика с перемычкой NGC 2685.
Нет никаких сомнений, что это галактика, однако она обладает совершенно загадочной
формой. По-видимому, ее центральный эллипсоид окружен винтообразными потоками
поглощающего свет вещества.
Точно так же рассуждают и астрономы: источник света, период
изменения яркости которого равен году, не может иметь в диаметре больше
одного светового года. Это рассуждение приводит нас к следующему
выводу: ядро сейфертовской галактики,, исследованное Шварцшильдом,
еще раз в десять меньше, чем получилось у него при наблюдениях
с аэростата.
Правда, в этом рассуждении, вообще говоря, имеется одно слабое
место. Ведь если дирижер хочет добиться от своего хора более короткой
229

Рис. 84. Взрыв? Этот объект, NGC 1275, несомненно, является галактикой,
в которой произошел какой-то взрыв; возможно, она сходна с М 82 (см. рис. 81).
Ее волокнистая структура чрезвычайно напоминает структуру Крабовидной туманности, но
в несравненно большем масштабе.
ноты, он может встать на конце шеренги, противоположном от слушателя.
Тогда, если каждый певец точно подчинится звуковому сигналу дирижера
и если дирижер не стоит вплотную к хору, слушатель услышит всех
певцов точно в один и тот же миг: их голоса прозвучат синхронно, потому
что первыми пропоют те певцы, которые стоят ближе к дирижеру, а
значит, дальше от слушателя,, и т. д. Таким образом, при правильном
геометрическом расположении можно будет добиться от хора очень короткой
ноты, даже если его участники и стоят далеко друг от друга.
Пожалуй, самое замечательное из свойств сейфертовской галактики
заключается вот в чем: если мысленно убрать спиральную ее часть, ядро
нельзя будет отличить от очень далекого квазара (рис. 85).
230

Квазары — это совсем недавно обнаруженные члены Вселенной.
Открыты они были только в 1963 г., но сейчас большинство астрономов
считает, что это небесные объекты, обладающие самой высокой
светимостью, а потому различимые на самых больших расстояниях.
Рис. 85. Четыре квазара.
Эти небесные объекты светят во много раз ярче нашей Галактики, но они находятся у самых
пределов наблюдаемой Вселенной, чем и объясняется их видимая слабость. Квазары
опознаются по красному смещению в их спектрах, возникающему благодаря их стремительному
удалению от нас. Обратите внимание на волокно около квазара 3G 273. По-видимому, оно
было выброшено из ядра квазара таким же образом, как и из галактики М 87 (см. рис. 80).
231

Квазар характеризуется двумя свойствами: внешне он подобен
звезде или же содержит главный звездообразный компонент; красное
смещение в его спектре гораздо больше, чем у обычных звезд нашей Галактики.
Некоторые квазары характеризуются сильным радиоизлучением. Это так
называемые квазизвездные радиоисточники (QSS). Некоторые же
квазары, хотя они и обладают всеми другими чертами квазизвездных
радиоисточников, не имеют сильного радиоизлучения. Это квазизведные
объекты (QSO). Все квазары отличаются одной особенностью — очень
сильным ультрафиолетовым излучением; это свойство облегчает их
опознание.
Если красное смещение в спектрах квазаров возникает из-за того,
что они удаляются от нас со скоростями, близкими к скорости света,
этому могут быть два объяснения. Либо квазары находятся очень далеко и
их движение связано с общим расширением Вселенной, либо они
находятся относительно близко от нас, и тогда их движение — это следствие
какого-то мощнейшего толчка. (Например, они могут быть выброшены
из ядер соседних галактик.) До сих пор еще не было возможности
сделать окончательный выбор между этими двумя гипотезами, однако
большинство астрономов считает, что квазары находятся очень далеко.
Если принять эту точку зрения, то о квазарах уже можно сказать
кое-что достаточно определенное. Они испускают свет, напоминающий
по своему спектральному составу свет галактических ядер, но их
излучение в тысячи раз сильнее, чем у самых ярких из известных галактик.
Около некоторых квазаров заметны слабые волокна, наводящие на мысль
о газовых выбросах. По расстояниям до этих выбросов и их скоростям
можно оценить минимальный возраст квазаров — миллион лет.
У квазаров наблюдаются такие же колебания яркости, как у сей-
фертовских галактик, так что размеры их не могут превышать
нескольких световых лет. В этом и заключается загадка квазаров: каким
образом могут они в течение миллиона лет испускать в тысячу раз больше
света, чем целая галактика, и все-таки обладать при этом диаметром,
меньшим, чем расстояние от Солнца до ближайшей звезды?
Когда в XIX веке Норман Локьер предположил, что звезды
получают энергию за счет гравитационного сжатия их вещества, он имел для
этого веское основание: таким образом можно получить гигантские
количества энергии. Гравитационная энергия, получаемая при падении тела
в поле тяготения, накапливается гораздо легче электрической или
химической энергии, потому что поле тяготения свободно проникает через
вещество и может оказывать свое воздействие на самых пределах
видимой Вселенной. Действие электрических и химических сил (те же
электрические силы, только на атомном уровне) можно экранировать или же
нейтрализовать смешением положительных и отрицательных зарядов,
и поэтому оно не распространяется на большие расстояния. Однако
тяготение в отличие от электричества не обладает положительными и
отрицательными зарядами, и его нельзя нейтрализовать.
Посмотрите, как велика энергия, порождаемая тяготением: если
объект с массой т, падая на поверхность звезды, достигает скорости и,
232

энергия падения составит mv2l2. Согласно формуле Эйнштейна, энергия,
получаемая при аннигиляции вещества и полном его преобразовании в
свет, составит иге2, так что, если частица падает со скоростью, близкой
к скорости света, гравитационная энергия может достигнуть величины,
сравнимой с энергией аннигиляции. Подобная скорость может быть
достигнута, если масса звезды велика, а радиус ее мал.
Предположим, что вещество будет непрерывно втекать в очень
плотную звезду, ускоряясь и нагреваясь по мере приближения к ее
поверхности. Масса звезды увеличивается, добавочное вещество накапливается
на ее поверхности, а внутренние области испытывают все нарастающее
давление. По мере увеличения массы звезды каждая добавочная порция
вещества давит сильнее, потому что сила притяжения на поверхности
звезды становится все больше. В конце концов внутренние области
звезды могут не выдержать и начнут сжиматься по мере падения на звезду
каждой новой частицы вещества. Но когда звезда сжимается, сила
тяжести на ее поверхности еще больше увеличивается, а потому вещество,
падающее на нее позже, становится соответственно тяжелее. Процесс
этот уничтожает сам себя: если вещество продолжает поступать, объект
коллапсирует. Возможно, на этой стадии он выглядит как квазар.
И тут может произойти очень странная вещь. Если внутри коллап-
сирующей звезды имеется достаточно вещества, возникает наблюдаемое
«замедление времени» во внутренних областях объекта по отношению
к наружным. Предположим, на этот объект будут брошены часы.
Для наблюдателя, падающего вместе с ними, они будут вести себя
совершенно нормально, однако для наблюдателя, оставшегося снаружи, ход
часов будет замедляться по мере их падения в гравитационную яму.
(Такое кажущееся изменение скорости хода часов было предсказано
общей теорией относительности Эйнштейна и подтверждено лабораторными
экспериментами и наблюдениями.)
Не только ход часов будет замедляться, пока мы наблюдаем за их
падением, но снизится и частота излучения всех атомов, находящихся
по соседству с нашими часами, так что их свет будет краснеть и
ослабевать, словно свет электрической лампочки, когда упало напряжение.
В конце концов часы как будто совсем остановятся и исчезнут, так как
уже не будут испускать никакого света. Взглянув им вслед, мы не
увидим ничего, кроме черноты,— «черная дыра» поглотит часы.
Вещество, падающее в черную дыру, должно исчезать из виду и
распадаться под действием тяготения. Если следить за падением достаточно
долго, излучение, испускаемое этим веществом, станет настолько слабым,
что его уже нельзя будет отличить от общего фона обычного звездного
света неба. Хотя вещество черной дыры не может вновь высвободиться
как таковое, оно преобразуется в релятивистскую среду
излучения-вещества, и часть его может вырваться в виде очень слабого красного
свечения. Это, однако, примитивный взгляд на черную дыру. Некоторые
космологи полагают* что в будущем черные дыры станут
рассматриваться как этап к иной форме существования материи. Они могут служить
232

люками в другую вселенную: так уличные люки ведут в мир подземных
коммуникаций.
Вот еще одна особенность черной дыры: и падающему
наблюдателю, и неподвижному наблюдателю, находящемуся вовне, будет казаться,
что другой стал красным и почти замер в неподвижности, но в себе они
никакой перемены не заметят. Если мы будем вместе с часами падать
внутрь, ускоряясь в процессе падения до скорости света, мы увидим, как
звезды позади нас постепенно покраснеют и угаснут. Время внешнего
мира для нас остановится.
Чем же все это кончится? Если не возникнет какой-то новый, еще
не открытый процесс, действие которого в черных дырах еще не
замечено, коллапс будет продолжаться бесконечно. Даже если поток
притекающего вещества прекратится, вещество, уже упавшее в черную дыру,
окажется заключенным в ловушку и отрезанным от той Вселенной,
которую мы знаем.
Хотя сам я убежден, что черные дыры существуют, и интуитивно
ощущаю их свойства, я еще не научился описывать их математически
и связно излагать их свойства другим людям. Оставлю эту задачу
Джону Уилеру, профессору Принстонского университета, и другим
космологам, развивающим эту гипотезу. Моя вера в эти дыры опирается на
изучение астрономии и в частности теории относительности. Когда я
разговариваю на эту тему с моими друзьями и домашними, я чувствую себя
так, будто убеждаю их в существовании бога — и их иронические улыбки
меня давно уже не удивляют. Вероятно, моя вера в черные дыры
питается всей моей жизнью, отданной науке.
Черные дыры могут быть обнаружены благодаря их
гравитационному воздействию на соседние объекты. Астрономы надеются обнаружить
их в пределах плотных звездных скоплений или во внутренних областях
эллиптических галактик, но поиски эти чрезвычайно трудны, так как
наблюдаемые эффекты могут быть очень малыми.
Квазары и связанные с ними идеи заставили Фреда Хойла
провозгласить то, что он назвал «радикальным отходом» от теории
стационарной Вселенной в ее первоначальной форме.
Теперь Хойл утверждает, что вещество зарождается не равномерно
во всей Вселенной, но в областях особо высокой плотности и интенсивной
активности, таких, как развивающаяся черная дыра. Быть может,
говорит он, когда вещество сжимается до определенной степени, начинается
новый процесс: контрдавление останавливает коллапс и вновь
выбрасывает вещество наружу.
Вещество, устремляющееся наружу из вновь открывшейся черной
дыры, может порождать эффекты, наблюдающиеся сейчас в квазарах и в
ядрах галактик. Оно будет истекать как бы ниоткуда *.
1 Впервые сходная мысль применительно к ядрам галактик была высказана
Дж. Джинсом еще в 1928 г. — Прим. ред.
234

Стремление постулировать какой-то новый процесс,
предполагающий обратное развитие коляапсирующего вещества и новое рассеивание
его по расширяющейся Вселенной, свойственно не только теории Хойла,
Такой же процесс оказался бы необходимым, если бы мы предположили,
что большой взрыв циклически повторяется и что вся Вселенная как
целое вырвалась наружу из состояния коллапса.
Рис. 86. Облака пыли, тянущиеся от ядра М31, возможно, указывают на выброс
вещества.
235

В настоящее время не исключается возможность, что центр нашей
Галактики был местом сосредоточения вещества, падавшего из Млечного
Пути, и что теперь это вещество находится в процессе выбрасывания во
внешние области космического пространства. Быть может, в гораздо
большем масштабе мы наблюдаем то же явление в выбросе из ядра М87
и в распаде М82 (см. рис. 80, 81).
Во многих скоплениях галактик доминирует некая огромная
эллиптическая галактика, испускающая сильное радиоизлучение, словно в ее
центре развертываются какие-то неистовые процессы. Некоторые
астрономы пришли к выводу, что вещество, истекающее из таких галактик,
и породило остальные члены скопления. (Цепочки галактик,
расположенные в удивительном и очень «искусственном» порядке, как будто
указывают, что галактики могут возникать группами.) Если мы предположим,
что активность квазаров представляет собой усиленный вариант
активности в сейфертовских галактиках и в ядрах гигантских эллиптических
галактик, то можем вообразить, что они и сейчас порождают гигантские
скопления галактик.
Собственно говоря, Хойл предлагает объединить идею постоянно
расширяющейся Вселенной, в которой вещество создается непрерывно,
с идеей больших взрывов, в которых созданное вещество и излучение
мгновенно вырываются из областей чрезвычайно высокой плотности.
Согласно этой новой картине, сжатие и повторное расширение происходят
в различных точках нынешней Вселенной.
Эта новая концепция может обеспечить теоретическую связь многих
различных явлений во Вселенной. Она обладает и еще одной
привлекательной стороной: эти взрывающиеся центры могут оказаться
источником трехградусного фонового излучения Вселенной (см. гл. 19). Если
раньше предполагалось, что это излучение представляет собой остаток
теплового излучения, возникшего в момент большого взрыва, то теперь
можно объяснить его как порождение черных дыр.
Прежняя точка зрения на галактики как на угасающие вихри звезд,
газа и пыли явно утрачивает свои позиции: повсюду в этих объектах мы
находим признаки бурной активности.
Когда квазары и черные дыры обретут свое место в космологии и их
роль будет понята, астрономы впервые со времен античности напишут
принципиально новую историю Вселенной, в которой мы живем.

ОГЛАВЛЕНИЕ
Предисловие 5
Пролог 9
ЧАСТЬ ПЕРВАЯ. ПРОБЛЕМА НАЧИНАЕТ СМУТНО
ВЫРИСОВЫВАТЬСЯ
Глава 1. Умозрительные заключения древних — прелюдия науки 11
Глава 2. От античности к современной науке через схоластику, страхи
и мученичество 14
Глава 3. Небеса пробуждаются 19
Глава 4. Кеплер 27
Глава 5. Весть, полученная Галилеем от* звезд 33
Глава 6. Ньютон 43
Глава 7. Туманные пятна 48
ЧАСТЬ ВТОРАЯ. ПРОБЛЕМА ОПРЕДЕЛЕНИЙ
Глава 8. Первые размышления о происхождении Солнечной системы 58
Глава 9. Дальнейшие размышления о туманных пятнах 62
Глава 10. Вильям Гершель становится астрономом 69
Глава 11. Гершель исследует туманности 80
Глава 12. Последние годы Гершеля 96
Глава 13. Развитие небулярной гипотезы 105
Глава 14. Второй Гершель 123
Глава 15. Лорд Росс открывает спиральные туманности 130
ЧАСТЬ ТРЕТЬЯ. РАЗРЕШЕНИЕ ЗАГАДКИ
Глава 16. Рождение новой астрономии 140
Глава 17. Астрономия на пороге новой эры 149
Глава 18. Харлоу Шепли и звездные скопления 160
Глава 19. В царстве туманностей 173
Глава 20. Состав спиральных галактик 194
Глава 21. Спиральная форма Млечного Пути 211
Эпилог 223

Ч. Уитни
ОТКРЫТИЕ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
Редактор А. Н. Кондрашова
Художественный редактор Ю. Л. Максимов
Технический редактор Л. П. Бирюкова
Художник А. Д. Смеляков
Корректор С. М. Лебедева
Сдано в набор 18/Х 1974 г. Подписано к
печати 15/IV 1975 г. Бумага кн. жур. 70X90Vie-
«=7,50 бум. л. 17,55 усл. печ. л. Уч.-изд. л. 17,07.
Изд. № 12/7713. Зак. 711. Цена 1 р. 10 к.
ИЗДАТЕЛЬСТВО «МИР»
Москва, 1-й Рижский пер., 2
Ярославский полиграфкомбинат Союзполи-
графпрома при Государственном комитете
Совета Министров СССР по делам издательств,
полиграфии и книжной торговли. 150014,
Ярославль, уд. Свободы, 97.

В 1975 году издательство «Мир» выпустит книгу
известного английского астрофизика Р. Тейлера
«ПРОИСХОЖДЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ», пер. с англ.
Как, когда и где образовались те химические
элементы — кислород, углерод, азот, кремний и т. д., из которых
состоят Солнце и звезды, Земля и другие планеты? Книга
рассказывает о том, как успехи астрофизики и ядерной
физики позволили дать убедительные ответы на эти
вопросы.
Читатель познакомится с основными
астрономическими объектами и их составом, с теорией образования
элементов при «первичном взрыве» и в недрах массивных
звезд.
Книга интересна всем лицам с естественно-научным
образованием.

В 1976 году издательство «Мир» выпустит книгу
американского ученого А. Аллера «АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ,
ТУМАННОСТИ», пер. с англ.
В книге общедоступно изложены основы современной
астрофизики. Читатель познакомится с принципами
спектроскопии небесных тел, с законами атомной физики,
используемыми для интерпретации звездных спектров,
с типами звездного населения, их происхождением и
эволюцией, с миром туманностей и источниками звездной
энергии, с необычными типами звезд, в том числе
пульсирующими и взрывающимися, с удивительными квазарами
и пульсарами.
Книга предназначена для широкого круга читателей,
интересующихся астрофизикой.