В этом году исполнилось 100 лет революционному открытию Эдвина Хаббла: Туманность Андромеды – это галактика

История открытия Туманности Андромеды уходит корнями в древность. Первым её наблюдением считается описание персидского астронома Абд ар-Рахмана ас-Суфи в 964 году, который задокументировал её как «туманное пятно». В своей «Книге неподвижных звезд» он описал объект как «небулярную звезду». Европейские астрономы дали описание Туманности Андромеды существенно позже. В 1612 году немецкий астроном Симон Мариус сделал телескопическое описание галактики. В 1764 году французский астроном Шарль Мессье включил объект в свой знаменитый каталог под номером 31. Долгое время астрономы полагали, что M31 является «туманностью» и не знали ее реальную природу. 26 апреля 1920 года в Национальном музее США в Вашингтоне, округ Колумбия состоялся «Большой спор» астрономов Харлоу Шепли и Гебера Кёртиса, касавшиеся природы так называемых спиральных туманностей. Шепли считал, что эти туманности относительно малы и находятся на окраинах галактики Млечный Путь, тогда считавшейся центром Вселенной. Кёртис считал, что они на самом деле являются независимыми галактиками, подразумевая их чрезвычайно большой размер и отдалённость. К этому времени в обсерватории Маунт-Вилсон (штат Калифорния США)были завершены работы по созданию 100-дюймового телескопа Хукера – на тот момент самого крупного телескопа в мире, и к работе в лаборатории приступил Эдвин Хаббл. Его диссертация в Чикагском университе была посвящена вопросам фотографических исследований слабых (далёких) туманностей», и основатель обсерватории Джордж Эллери Хейл (известный американский астроном, изобретатель спектрогелиографа – прибора, позволяющего фотографировать хромосферу Солнца вне затмений) предложил Хабблу проводить исследования в обсерватории. Хаббл уже ознакомился с исследованием Весто Мелвина Слайфера из обсерватории Лоуэлла, который обнаружил, что многие спиральные туманности двигаются с огромными скоростями, быстрее любых известных звёзд, и двигаются в основном от нас, что могло указывать на независимость этих систем от нашей галактики. Кроме того, уже после начала Хабблом своих исследований, в 1922 году шведский астроном Кнут Эмиль Лундмарк идентифицировал объекты, похожие на отдельные звёзды в рукавах спиральной туманности М33. Вскоре после этого Джон Чарльз Дункан из обсерватории Маунт-Вилсон, где работал Хаббл, обратил внимание на точки света, затухающие и разгорающиеся в той же самой туманности. Хаббл идентифицировал в нескольких спиральных туманностях, включая туманность Андромеды в созвездии Треугольник, цефеиды – класс пульсирующих переменных звёзд и провёл наблюдения, убедительно подтвердившие, что эти туманности были слишком далеки, чтобы быть частью Млечного Пути, и являлись в действительности отдельными галактиками, находящимися за пределами нашей собственной. В октябре 1923 года Хаббл, проводя наблюдение на телескопе Хукера, производил поиск потенциальных стандартных свечей – астрономических объектов, по наблюдаемым свойствам которых можно определить их истинную светимость, а сравнивая видимую яркость объектов с их известной светимостью, можно вычислить фотометрическое расстояние до объектов по наблюдаемому потоку излучения. После экспозиции фотопластинки в течение примерно получаса Хаббл идентифицировал точечный блеск яркой звезды и обратил внимание на характерное мерцание этой отдельной переменной звезды из класса цефеид в одном из рукавов Андромеды. Видимая яркость такой звезды (стандартной свечи) меняется предсказуемо и периодически, а её собственная яркость зависит от периода колебаний. Это была типичная характеристика переменной цефеиды, тщательно изученной американским астрономом Генриеттой Суон Ливитт из Гарвардской обсерватории примерно за 10 лет до наблюдений Хаббла. 

Ливитт детально изучила цефеиды в Млечном Пути и Магеллановых Облаках и обнаружила зависимость между временем, необходимым цефеидам для перехода от яркости к тусклости, и их собственной светимостью. Хотя периоды варьировались от пары дней до пары месяцев, более яркие звёзды неизменно имели более длинные периоды.После того, как яркость каждой цефеиды была скорректирована с учётом растояния по закону обратных квадратов (предполагавшего, что интенсивность света, то есть энергия, приходящаяся на единицу площади в единицу времени, обратно пропорциональна квадрату расстояния от источника), все они ложились примерно на одну и ту же кривую, что позволяло их использовать в качестве стандартных свечей для измерения расстояний. Это можно было сделать, измерив период изменения блеска цефеиды и, опираясь на графики зависимости периода от светимости, построенные Генриеттой Ливитт и Харлоу Шепли, определить собственную светимость цефеиды, зная которую, можно было определить расстояние до неё по закону обратных квадратов. Замерив 31-дневный цикл мерцания звезды, Хаббл подсчитал расстояние до неё. По его расчётам получалось 930 000 световых лет – меньше половины сегодняшней оценки, но для своего времени всё равно огромная цифра. Эти измерения указывали на то, что Туманность Андромеды располагается далеко за пределами Млечного пути.  В феврале 1924 года Хаббл открыл, возможно, ещё одну цефеиду в Туманности Андромеды, несколько цефеид в спиральной туманности М33, и, возможно, ещё в трёх других туманностях.  23 ноября 1924 года небольшая заметка об открытии Хаббла была опубликована в газете the New York Times, а 1 января 1925 года Хаббл представил своё открытие на собрании Американского астрономического общества. «Большой спор» был разрешен в пользу Гебера Кёртиса. Спиральные туманности – и, в частности, Туманность Андромеды – оказались самостоятельными галактиками. Оценка размера известной Вселенной в результате открытия увеличилась в 100 000 раз.» Любопытно, что проигравший «Большой спор астроном Харлоу Шепли сразу же предложил астрономам называть внешние звёздные системы «галактиками», а Хаббл так и не перестал называть эти объекты «экстра-галактическими туманностями».  Работа Хаббла доказала, что светящиеся пятна в Туманности Андромеды представляют собой отдельные, гравитационно связанные группы звёзд, независимые от нашей Галактики. Затем Хаббл измерил расстояния и до других близлежащих галактик.  Два десятилетия спустя немецкий астрофизик Вальтер Бааде определил, что Туманность Андромеды на самом деле находится в 2 миллионах световых лет от Земли. Он обнаружил, что существует два типа цефеид: классические цефеиды и цефеиды IIтипа, с иной зависимостью яркости от периода. Эти цефеиды ярче классических цефеид при заданном периоде колебаний. С учётом этих закономерностей оценки Хаббла в отношении удалённости Туманности Андромеды были существенно скорректированы в сторону увеличения.  По современным подсчётам, галактика Андромеда находится в 2,52 млн световых годах от нас, то есть, видимый нами свет от данной галактики стартовал от источника 2,52 млн лет назад. Туманность Андромеды имеет фиолетовое смещение в своём спектре, регистрируемое согласно эффекту Доплера, что указывает на то, что она приближается к Млечному Пути приближается к нам со скоростью, по разным оценкам, около 100-300 километров в секунду. Разность оценок такой скорости указывает на то, что впереди ещё большое поле деятельности для повышения точности наблюдений даже таких относительно близких к нам объектов, а, кроме того, для исследования причин и последствий сближения Млечного Пути и Туманности Андромеды и его влияния на судьбу нашей галактики. Компьютерное моделирование показывает, что через 4,5-5,7 миллиарда лет (по разным моделям) две галактики начнут сливаться, что приведет к образованию эллиптической галактики, которую астрономы уже окрестили «Милкомедой». Но построение всех этих моделей было бы невозможным без открытия Эдвина Хаббла, объявившего в 1925 году о том, что Туманность Андромеды является самостоятельной галактикой, а не частью Млечного Пути.
Юрий Понажев , АГО, город Смоленск