Могло показаться, что Шэпли, растянувший расстояния в Галактике и близ нее до новых беспрецедентных длиннот, представит себе еще более дальние объекты. Но, близкий друг Маанена, он принял его результаты. Шэпли стал главным приверженцем концепции малой вселенной. По его мнению, Галактика и Магеллановы Облака — это все, что вообще существует, а различные белые туманности просто часть этих систем.
26 апреля 1920 г. Кертис и Шэпли вели свой знаменитый диспут перед переполненным залом Национальной академии наук. Несомненно, Шэпли был крупным авторитетом и представлял взгляд большинства, но Кертис! Он неожиданно оказался сильным оратором, и его новые, с их слабостью и количеством, явились поразительно удачным аргументом.
Объективно диспут кончился тем, что каждый остался на своих позициях, но уже сам факт, что Кертис в схватке с Шэпли смог подняться до ничьей, был большой моральной победой.
Позднее укрепилось мнение, что он и выиграл спор. По сути дела, диспут не разрешил спора, хотя после него, надо сказать, ряд астрономов принял точку зрения островных вселенных.
Нужно было еще одно доказательство, доказательство, которое было бы сильнее всего, что выдвигалось до тех пор. Это доказательство было представлено американским астрономом Эдвином Пауэлом Хабблом (1889–1953), имевшим в своем распоряжении новый гигантский телескоп с диаметром зеркала 2,5 м — самый дальновидящий инструмент того времени. Телескоп начал функционировать в 1919 г., а в 1922 г. Хаббл использовал его для фотографирования туманности Андромеды и других объектов методом продолжительной экспозиции.
5 октября 1923 г. на одной из фотографий он обнаружил звезду в окрестностях туманности Андромеды. Это была не новая. Он сопровождал ее день за днем, она оказалась цефеидой. К концу 1924 г. Хаббл открыл в туманности Андромеды 34 очень слабые переменные звезды, 12 из них были цефеиды. Он открыл еще 63 новые, очень похожие на те, что были ранее отмечены Кертисом.
Неужели все эти звезды существовали независимо от туманности и чисто случайно оказались в одном с ней направлении?
Нет! Хаббл рассуждал, как Кертис: не может быть столько слабых цефеидных переменных в направлении туманности просто по совпадению. Подобное число таких звезд не найти ни в одном другом районе неба.
Хаббл понял, что открыл звезды, входящие в саму туманность, сделал то, что никому из его предшественников сделать не удавалось. Он преуспел потому, что обладал лучшим инструментом, превосходившим все, что было сделано до него.
Теперь уже мнение Хаббла никто не посмел опровергнуть. Коль скоро туманность разрешена в звезды (только в несколько самых ярких, но и этого довольно!), бывшее представление о туманности Андромеды как о близлежащем объекте и планетарной системе в процессе образования кануло в Лету.
Более того, поскольку Хаббл открыл в туманности цефеиды, он мог, применяя метод Левитт-Шэпли, вычислить расстояние до туманности. Его расчеты показали, что туманность Андромеды удалена от нас на 230 000 парсек, т. е. в пять раз дальше, чем Магеллановы Облака. Следовательно, туманность Андромеды находится далеко за пределами Галактики. Стало ясно, что это — галактика, настоящая галактика, галактика по праву.
Какое-то время белые туманности называли еще внегалактическими туманностями, но позднее слово «туманность» было отброшено как полностью непригодное. Их стали называть галактиками, и туманность Андромеды стала галактикой Андромеды. Это название за ней и остается. Равным образом туманность Водоворот стала галактикой Водоворот и т. д.
Забивая последний гвоздь в гроб идеи малой вселенной, Хаббл в 1935 г. показал, что измерения видимых вращений некоторых галактик Маанена были ошибочны.
Другие белые туманности, меньшие по внешнему виду и более тусклые, чем Андромеда, в свою очередь, тоже галактики, и все они дальше, намного дальше Андромеды. Вселенная представлялась теперь как огромное множество галактик, и наш Млечный Путь — всего лишь одна из них.
Кстати, оценка расстояния до галактики Андромеды (и, следовательно, до всех еще более дальних) была занижена Хабблом. В 1942 г. немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) показал, что имеются два разряда цефеид и что при использовании их для определения космических расстояний должны применяться разные методы. Правильный разряд был выбран Шэпли при определении размеров нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков. Хаббл же при оценке расстояния до галактики Андромеды по неведению использовал другой разряд цефеид, поэтому его расчеты оказались неверными. Когда его расчеты были исправлены, оказалось, что галактика Андромеды удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, т. е. находится в 14 раз дальше, чем Магеллановы Облака.
СВЕРХНОВЫЕ
Каждое решение проблемы ведет за собой новые головоломки. Как только астрономы сошлись в том, что смутное пятно в Андромеде есть отдаленная галактика, пришлось тут же пересматривать свой взгляд на S Андромеды, которая тогда, в 1885 г., почти не вызвала никакого шума.
Если бы S Андромеды обладала такой же светимостью, как и Новая Персея, то, чтобы быть не ярче седьмой величины в максимуме блеска, она должна была бы отстоять от нас на 500 парсек.
Но что, если она была так же далеко, как, по новым данным, галактика Андромеды?
Если бы галактика Андромеды была на расстоянии первой оценки Хаббла, т. е. 230 000 парсек, то S Андромеды должна иметь светимость в 200 000 раз большую, чем Новая Персея, чтобы на данном расстоянии достичь седьмой звездной величины. Но так как галактика Андромеды на самом деле удалена от нас на расстояние 700 000 парсек, то S Андромеды должна была бы светить в 2 млн. раз ярче чем Новая Персея в пике своего блеска, или в 20 млрд. раз ярче, чем наше Солнце.
Галактика Андромеды, как теперь известно, по своей массе почти вдвое превосходит нашу, это равно примерно массе 200 млрд. звезд, как наше Солнце (учитывая, что большинство звезд значительно уступает в светимости Солнцу).
Если S Андромеды в максимуме блеска была в 20 млрд. раз ярче нашего Солнца, то она обладала светимостью, эквивалентной одной пятой светимости всей галактики, частью которой она являлась.
Если это так, то S Андромеды не могла бы уже рассматриваться просто как еще одна новая: она излучала в миллион, а может быть в два миллиона раз больше света!
Большинство астрономов встретили эту информацию как непостижимую. Наиболее консервативные противники большой вселенной доказывали, что галактика Андромеды не могла быть отдаленной галактикой, ибо, если это так, S Андромеды для таких расстояний была бы невероятно, непостижимо яркой.
Другие заняли менее воинственную позицию. Слишком слабые новые, обнаруженные Кертисом и Хабблом, были в самом деле новыми Андромеды, но S Андромеды отнюдь не принадлежит к их числу. Они утверждали, что она находилась на расстоянии гораздо меньшем тысячной расстояния до галактики Андромеды, т. е. на ранее вычисленном расстоянии 500 парсек, вот почему она казалась гораздо ярче, чем остальные новые Андромеды. Она оказалась просто-напросто в направлении галактики Андромеды. И если речь идет только об одной новой, вспыхнувшей так ярко, разве это не может быть простым совпадением?
Хаббл был с этим полностью не согласен. Он твердо держался убеждения, что S Андромеды была частью одноименной галактики и необычно яркой новой.
Чье же мнение предпочесть?
Швейцарский астроном Фриц Цвикки (1898–1974) рассуждал так. Допустим, что S Андромеды была действительно необыкновенно светимой. Такое явление следует, видимо, считать очень редким, ибо, как учит опыт человечества, явления, которые отражают крайнюю степень чего-нибудь вполне обычного, являются сами по себе редчайшими. Поэтому было бы излишней тратой времени следить за Андромедой в ожидании новой типа S Андромеды. Существует столько галактик, что появление необычно светящейся новой в какой-нибудь одной из них вовсе не явилось бы редкостью. Более того, если такая необычно светящаяся новая имела яркость почти целой галактики, к которой принадлежала, то не составит труда найти такую.
Новая типа S Андромеды в любой сколь угодно далекой галактике будет видна, если видна будет сама галактика.
И действительно, с тех пор как впервые появилась S Андромеды, в различных галактиках или вблизи них было обнаружено более двадцати новых. Как правило, они бывали слишком тусклы и недоступны невооруженному глазу (какими и должны были быть, если б находились в далеких галактиках) и, как следствие, подробно никогда не изучались. Для Цвикки они явились настоящей находкой.
В 1934 г., всего за 50 лет до того, как пишутся эти строки, Цвикки начал систематический поиск «сверхновых», термин, который он сам впервые употребил. Он сосредоточил свои наблюдения на крупном скоплении галактик в созвездии Девы и в 1938 г. в разных скоплениях галактик обнаружил не менее двенадцати сверхновых.
