Лекция 14 б Проблема размеров Галактики и природы

Скачать презентацию Лекция 14 б Проблема размеров Галактики и природы Скачать презентацию Лекция 14 б Проблема размеров Галактики и природы

Л-14б.pptx

  • Количество слайдов: 42

Лекция 14 б. Проблема размеров Галактики и природы внегалактических (спиральных) туманностей. Окончательное утверждение концепции Лекция 14 б. Проблема размеров Галактики и природы внегалактических (спиральных) туманностей. Окончательное утверждение концепции островных вселенных

1. Новая инструментальная база: С 1885 -крупнейшим в мире был рефрактор Пулкова 30 1. Новая инструментальная база: С 1885 -крупнейшим в мире был рефрактор Пулкова 30" (76 см). • В 1895 –вошел в строй трехфутовый (91, 5 см, фокусное расстояние ок. 5 м) светосильный рефлектор (Ликская обсерватория на горе Гамильтон, Калифорния) тогда крупнейший в США. • 1897 - установка нового крупнейшего в мире рефрактора - 40" (1 м) • Йеркская обс. (близ Чикаго) • 1901 - установка там же 24"(60 см) рефлектора конструктора Джорджа • Уиллиса Ричи (1864 - 1945) • 1904 - основание обсерватории Маунт- Вилсон (инициатива Джорджа • Эллери Хейла (1868 -1938) • 1908 - установка крупнейших в мире рефлекторов: 60" (1, 5 м, ) и • 1917 - 100" (2, 5 м) на обс. Маунт-Вилсон (конструктор Д. У. Ричи)

2. Картина Галактики на первом этапе ее исследования (1785 первая половина XIX в. ) 2. Картина Галактики на первом этапе ее исследования (1785 первая половина XIX в. ) • Наследие Вильяма Гершеля (1738 -1822) и Джона Гершеля (1792 - 1871): • Галактика – изолированная в пространстве уплощенная звездная система сложной структуры. Солнце (положение наблюдателя) в центре (результат промеров звездными черпками - В. Гершель, 1785 ); • 1847 г – Дж. Гершель: большая часть шаровых скоплений сосредоточена на площади, составляющей 2% неба на границе созвездий Стрельца, Скорпиона и Змееносца (такое распределение шаровых скоплений впервые получил В. Гершель в 1818 г. ). • 1847 г – Дж. Гершель: подтверждение и развитие наблюдений В. Гершеля - млечные туманности сосредоточены близ полюсов в каждой галактической полусфере (1/3 млечных туманностей сосредоточена на 1/8 части северной полусферы в районе полюса Галактики). • Млечный Путь - окраинная часть более сложной системы туманностей (Дж. Гершель, 1847 ).

 • Наследие В. Я. (Фридрих Вильгельм) Струве (1793 - 1864) - доказан рост • Наследие В. Я. (Фридрих Вильгельм) Струве (1793 - 1864) - доказан рост плотности звезд в направлении экваториальной плоскости Галактики и в направлении, совпавшем в дальнейшем с направлением на центр Галактики); наблюдательно открыто межзвездное поглощение (1847) (первые идеи – Шезо, 1744 г. ). • Наследие И. Г. (Иоганн Генрих) Мэдлера (1794 - 1874) - по собственным движениям звезд выдвинул идею гравитационного центра - "центрального Солнца" в Галактике, которое подозревал в скоплении Плеяды (1846, - но похоже, идею “центрального Солнца" Мэдлеру приписали позднее, сам на ней он, вроде бы, не настаивал). • М. А. Ковальский (1821 -1884, АО Казанского ун-та) - критика идеи центрального Солнца и наиболее ранняя гипотеза о вращении Галактики (1859, если не вспомнить об идее Т. Райта о движении всех звезд в каждой звездной вселенной-острове вокруг общего для них центра по аналогии с орбитальными движениями планет).

3. Новый этап наблюдательного исследования Галактики • • Наибольшую известность получили исследования на основе 3. Новый этап наблюдательного исследования Галактики • • Наибольшую известность получили исследования на основе точной фотографической астрофотометрии, которые провел на рубеже XIX - XX вв. голландский астроном Якобус Корнелиус Каптейн (1851 -1922). Еще во второй половине XIX в. такие обзоры северного неба были начаты по инициативе немецких астрономов (Фридриха Вильгельма) Аргеландера и его помощника (Эдуарда) Шёнфельда. Это - "Боннское обозрение" звезд до 9, 5 m , от Северного полюса до – 23 о склонений, включало различные сведения более чем о 450 тыс. объектов! В 1890 - 1900 гг. фотографическую перепись южных звезд в области от экватора до – 23 о провел Каптейн. Его "Фотографическое обозрение на мысе Доброй надежды" (400 тыс. , до 10 m, по 600 пластинкам, полученным в Кейптауне Дейвидом Гиллом (1843 - 1914) в 1885 - 1890 гг. ) превзошло по точности Боннское. ( К 1930 г. оно было продолжено до южного полюса. ) Каптейн начал создавать новый статистический аппарат. Он ввел понятие "среднего параллакса" (и, следовательно, расстояния), вычисляемого с помощью найденной им эмпирической формулы по среднему блеску и собственному движению целых групп звезд.

 • В 1900 г. Каптейн впервые количественно оценил изменение пространственной плотности звезд с • В 1900 г. Каптейн впервые количественно оценил изменение пространственной плотности звезд с расстоянием от нас в зависимости от их светимости (в дальнейшем эта характеристика звездной системы оформилась в "функцию светимости"- одну из главных в современной звездной астрономии ). • Он организовал кооперативную работу по фотографированию звезд в 206 площадках от 1 до нескольких кв. град. , равномерно распределенных по небу ("каптейновский план избранных площадок"). Наблюдения велись усовершенствованным методом "черпков" (подсчитывалось число звезд до самых слабых, определялись их пространственное распределение, собственные движения, видимые и фотографические величины, спектры, лучевые скорости и др. ). • Эта обширная программа оказалась чрезвычайно плодотворной для различных областей астрономии и продолжается в наше время.

План Каптейна терпит фиаско. • Но основная цель Каптейна - узнать строение Галактики - План Каптейна терпит фиаско. • Но основная цель Каптейна - узнать строение Галактики - не была достигнута. • Сделав ошибочный вывод об отсутствии межзвездного поглощения и о характере функции светимости, Каптейн и его сотрудник ван-Райн получили (уже в 1900 г. ) модель Галактики с сильно заниженными размерами (ок. 50 тыс. св. лет в поперечнике), причем Солнце в ней, как и почти полтораста лет назад у В. Гершеля, опять-таки оказывалось в центре системы ("Вселенная Каптейна"). • В 1904 г. он обнаружил что подавляющая часть звезд Галактики составляют два потока, движущихся друг сквозь друга в противоположных направлениях, и принял их за реальную черту ее структуры ("потоки Каптейна").

Модель Вселенной, по Каптейну (1900 г. ), с поперечником ок. 50 тыс. св. лет Модель Вселенной, по Каптейну (1900 г. ), с поперечником ок. 50 тыс. св. лет

4. ХХ век. Новый подход к изучению Галактики и млечных туманностей на основе изучения 4. ХХ век. Новый подход к изучению Галактики и млечных туманностей на основе изучения переменных звезд меняет картину мира (Вселенная Шепли). • Открытие нового метода измерения расстояний до млечных туманностей. Х. Ливитт , Э. Герцшпрунг , Х. Шепли. • В 1908 г. в ходе глобального фотографического обзора всех переменных звезд до 10 m (для международной "Карты неба”) сотрудница директора Гарвардской обсерватории Э. Пикеринга (США) мисс Хенриэтта Суон Ливитт (1868 – 1921) открыла по 25 цефеидам в Малом Магеллановом Облаке (ММО) прямую пропорциональную зависимость между их блеском и периодом его изменения. • В 1913 г. Герцшпрунг сделал вывод, что такая же зависимость должна существовать и между периодом и светимостью. • В 1916– 1918 гг. Х. Шепли (обс. Маунт-Вилсон) разработал новый метод определения расстояний по зависимости периодсветимость.

2. Новые попытки измерить расстояния до млечных туманностей. • • Герцшпрунг применил новый метод 2. Новые попытки измерить расстояния до млечных туманностей. • • Герцшпрунг применил новый метод сначала к млечной туманности ММО. Определить независимо параллакс (тригонометрический) индивидуальной цефеиды Герцшпрунгу не удалось: все они слишком далеки от Солнца. Он ограничился косвенной оценкой их среднего расстояния от Солнца - по скорости их видимого относительного перемещения из-за движения Солнца к созвездию Лиры - и в результате оценил среднюю абсолютную величину цефеид. Это сразу позволило ему получить первую реалистическую оценку расстояния до ММО - 30 000 св. лет, что принятом (по Каптейну) поперечнике Галактики в 50 000 св. лет и центральном положении Солнца в ней явно выносило ММО за пределы нашей звездной системы! Первое доказательство истинной ее природы как другой «звездной вселенной» ! Но досадная опечатка в публикации его статьи (3 000, вместо 30 000!) свела к нулю эффект вывода. Однако применение Герцшпрунгом нового метода к измерению нашей Галактики по индивидуальным цефеидам в ней вновь показало центральное положение наблюдателя! То есть и для него она оказывалась «бездонной» .

 «Открытие» вселенной Шепли. • Совсем по иному подошел к проблеме Харлоу Шепли (1885 «Открытие» вселенной Шепли. • Совсем по иному подошел к проблеме Харлоу Шепли (1885 - 1972), с 1914 по 1921 гг. работавший на Маунт Вилсоновской обсерватории (затем, до 1953 г. он возглавлял Гарвардскую). Правильный путь ему подсказали исследования переменных в скоплениях. • По совету С. Бейли (Гарвард) он стал искать, располагая 60" рефлектором на Маунт-Вилсон, переменные в шаровых скоплениях. К тому времени уже было известно, что для них характерны переменные типа RR Лиры. Последние оказались короткопериодическими цефеидами. Изучив их, а также и цефеиды в окрестностях Солнца и в ММО, Шепли пришел к обоснованному заключению, что все они могут служить стандартными источниками излучения для определения расстояний в Галактике и к 1916 г. вывел по ним единую зависимость "период - светимость" для цефеид.

 • Затем, также с помощью 60 • Затем, также с помощью 60", а затем и 100" рефлекторов обсерватории, Шепли оценил расстояния до каждого из известных тогда 93 шаровых скоплений. Уже первые опыты его в этом направлении - измерения для четверти всех шаровых скоплений показали их огромные расстояния - от 15 000 до 100 000 св. лет. Теперь же наибольшие достигали 220 000 св. лет! • Считая, что скопления выявлены им довольно полно, Шепли выдвинул в 1918 г. две замечательно простые, логичные и в целом гениальные идеи.

Первая (и главная!) состояла в том, что шаровые скопления, являясь наиболее далекими доступными объектами Первая (и главная!) состояла в том, что шаровые скопления, являясь наиболее далекими доступными объектами в Галактике, демонстрируют как бы скелет нашей Галактики, так что центр системы должен быть вблизи геометрического центра системы скоплений! • Второй его важной и совершенно верной догадкой было то, что подмеченное еще Дж. Гершелем странное стремление скоплений концентрироваться в маленькой области неба ( 2% от общей его площади) - на границе трех созвездий: Стрельца, Скорпиона и Змееносца показывает направление наибольшей глубины простирания Галактики (по тому же принципу «черпков» Гершеля, но теперь уже примененному к шаровым скоплениям), то есть и на центр нашей Галактики, являясь просто эффектом перспективы! (Именно такое распределение шаровых скоплений было получено В. Гершелем в 1818 г. !) •

Шаровые скопления в районе Стрельца (кружки), снятые с 3 -дюймовой камерой Росс-Тессар на Бойденской Шаровые скопления в районе Стрельца (кружки), снятые с 3 -дюймовой камерой Росс-Тессар на Бойденской станции Гарвардской обсерватории

Эффект перспективы при наблюдении шаровых скоплений в разных направлениях, по которому Шепли определил направление Эффект перспективы при наблюдении шаровых скоплений в разных направлениях, по которому Шепли определил направление на центр Галактики, 1918 г. (это показывает и причину неудачи Герцшпрунга: цефеиды «не пробивали» слой пыли в экваториальной области Галактики, сохраняя иллюзию центрального положения в ней наблюдателя!)

Открытие истинного центра Галактики и определение нецентрального положения Солнца в ней. • Расстояние центра Открытие истинного центра Галактики и определение нецентрального положения Солнца в ней. • Расстояние центра Галактики от Солнца оказалось по оценке Шепли равным около 50 тыс. св. лет (т. е. вдвое большим радиуса «Галактики Каптейна» !). В дальнейшем оно было уточнено Б. П. Герасимовичем, оценившим его примерно в 30 тыс. св. лет. Оценка Шепли оказалась преувеличенной, поскольку он не учитывал еще межзвездного поглощения света. В наши дни это расстояние оценивается примерно в 26 тыс. св. лет, или около 8 кпк. • Поперечник нашей звездной Вселенной Шепли оценил приблизительно в 300 тыс. св. лет (втрое завысив действительные ее размеры также из-за неучета межзвездного поглощения света). Но именно доказательство (Наконец-то! И столь убедительное!) нецентрального положения Солнца в звездной Вселенной, избавившее астрономическую картину мира от неестественного абсолютного "гелиоцентризма " стало главным результатом Шепли и принесло ему наибольшую славу.

 • Сенсационные открытия и выводы Шепли (1918 г. ) резко изменили астрономическую картину • Сенсационные открытия и выводы Шепли (1918 г. ) резко изменили астрономическую картину мира: «вселенная Шепли» , казалось, вобрала в себя все млечные туманности! • Господство этой картины продолжалось вплоть до еще более сенсационных измерений Хаббла (1924 г. см. ниже). • Но оценка размеров самой Галактики была изменена лишь после окончательного доказательства Трюмплером существенной роли межзвездного поглощения света (1930 г. ). • (Еще в 1929 г. молодой Б. А. Воронцов-Вельяминов пытался привлечь внимание Шепли к необходимости учитывать это поглощение при оценке расстояний шаровых скоплений. )

 • Космологически важный вывод Шепли об особой роли Галактики во Вселенной вызвал уже • Космологически важный вывод Шепли об особой роли Галактики во Вселенной вызвал уже вскоре критику со стороны некоторых астрономов - сторонников наблюдаемости островной вселенной(а не только умозрительному допущению этого) и привел к проведению публичной дискуссии ( «Великому спору» ).

5. От 5. От "Великого спора " (1920) до установления истинной природы "внегалактических « спиральных туманностей (1924). • Начатый в 1898 г. фотографический обзор ярких туманностей из каталогов Дж. Гершеля (директором Ликской обсерватории на горе Гамильтон, Калифорния Д. Э. (Джеймс Эдвард) Килером (1857 - 1900) c крупнейшим тогда в США 91 -см Крослеевским рефлектором ) уже к 1900 г. принес два впечатляющих результата: открытие огромного числа новых более слабых туманностей (до 31 на 1 кв. градусе) и обнаружение явного преобладания спиралей (что было принято сначала всеми за реальность). • Общее число млечных туманностей, доступных его рефлектору, он осторожно оценил не менее, чем в 120 тыс.

 • Эти обзоры продолжил с 1910 г. на Ликской обсерватории Г. Д. (Гебер • Эти обзоры продолжил с 1910 г. на Ликской обсерватории Г. Д. (Гебер Доуст) Кёртис (1872 - 1942). Он описал 1000 млечных туманностей в трех своих каталогах (1912, 1913, 1918 гг. ) и сверх того обнаружил на пластинках десятки тысяч их, также в основном спиральных. • Но обилие туманностей не решало вопроса об их природе. Так, Килер еще считал спирали зарождающимися звездами. А Кёртис склонялся к возрождению идеи наблюдаемых уже в наши телескопы других островных звездных вселенных (в виде спиральных туманностей). • Астрономов продолжало сбивать и упорядоченное широтное распределение млечных туманностей - их концентрация к полюсам Галактики и пустота вблизи ее экватора ("зона избегания” - термин Проктора). А после знаменитых экспериментов П. Н. Лебедева с давлением света (1907, 1910 гг. ) возникла даже идея "расталкивания" спиралей лучевым давлением звезд Галактики! •

 • • • Для снятия двух главных космологических парадоксов - фотометрического (Х. Шезо, • • • Для снятия двух главных космологических парадоксов - фотометрического (Х. Шезо, 1744; Г. В. Ольберс, 1826) и гравитационного (К. Нейман, 1874; Г. Зелигер, 1895, см. об этом в лекции -15) шведский астроном-теоретик К. В. Л. Шарлье (1862 -1934) возродил и развил (1908, 1922 гг. ) старую островную концепцию Вселенной Ламберта. Шарлье резко усилил принцип иерархичности. Расстояния между элементами очередных ступеней иерархии росли в его модели так быстро, что средняя плотность материи во Вселенной оказывалась = 0 и все парадоксы снимались. Новые тысячи и тысячи туманностей, обнаруживаемые на фотографиях неба, подсказывали их важную роль в космологической картине и склоняли астрономов к согласию с Шарлье. В 1913 г. обнаружились новые загадочные факты – неожиданно большие лучевые скорости у спиралей (в сотни км/с !) (В. М. Слайфер, США ) по сравнению со звездами (десятки км/с). (Относительно других , неправильных млечных туманностей - например Туманности в Орионе, а также ряда планетарных еще Килер установил сходство их скоростей со скоростями звезд, то есть большую вероятность их принадлежности Галактике). •

 • Оценка расстояния до М 31 по вспыхнувшей в ней в 1885 г. • Оценка расстояния до М 31 по вспыхнувшей в ней в 1885 г. "новой" (1600 св. лет, по оценке американского физика Ф. Вери , 1911 г. ) также показывала явно внутригалактическое положение этой знаменитой спирали. • О том же говорили якобы уловленные в 1916 г. А. ван Мааненом на обсерватории Маунт Вилсон собственные движения деталей у ряда спиралей (0, 02" в год! Их расстояния оказывались т. о. не более 100 тыс. св. лет). Т. е и они оказывались внутри нашей Галактики – после оценки ее размеров в 300 тыс. С. лет , по Шепли (1918 г. ) • Лишь в 1935 г. ван Маанен отказался от своего результата, обнаружив у себя систематические ошибки измерений. В действительности собственные движения деталей спиральных галактик за счет их вращения не могут превышать тысячной доли угловой секунды в столетие!

 • Тем временем, к 1917 г. было открыто 11 «новых» в разных спиралях, • Тем временем, к 1917 г. было открыто 11 «новых» в разных спиралях, в том числе 4 в М 31(Туманность Андромеды), а к 1920 г. их открыли еще 14, в том числе целых 11 в М 31. Сам Кёртис открыл в 1917 г. три новых звезды в разных спиральных туманностях. ). Это позволяло провести новые оценки их расстояний. • Наконец, после 1918 г. появилась экстравагантная теория Галактики Шепли – как сверхгигантской звездной системы, вобравшей в себя всю наблюдаемую Вселенную из звезд и туманностей! • Но в том же 1918 г. Кёртис заново оценил расстояние до М 31 по только что открытым в ней четырем более слабым новым и получил расстояние в 500 тыс. св. лет! В 1919 г. К. Э. (Кнут Эмиль) Лундмарк (1889 - 1958) также по новым оценил его в 550 тыс. св. лет. • Новая 1885 г. оказывалась тогда звездой с абсолютной звездной величиной -16(!) и Кёртис посчитал ее особой (она и оказалась первой явно проявившей себя Сверхновой). Расстояния до более маленьких и слабых млечных туманностей Кёртис оценивал в 10 млн св. лет ! Уже это противоречило картине всеобъемлющей «вселенной Шепли» .

Великий спор Шепли – Кёртиса 26. 04. 1920 г. • Впечатляющие и взаимоисключающие результаты Великий спор Шепли – Кёртиса 26. 04. 1920 г. • Впечатляющие и взаимоисключающие результаты Шепли и Кёртиса привели к организации (директором Маунт Вилсоновской обсерватории Джорджем Хейлом) публичного научного диспута между ними, который состоялся 26 апреля 1920 г. в Вашингтоне в Национальной академии наук США и известен как "Великий спор". • Официальной темой была "Шкала Вселенной" (размеры нашей звездной Вселенной). • В действительности же обсуждался и кардинальный вопрос о положении и, следовательно, о природе спиральных туманностей. •

Харлоу Шепли (1885 - 1972) Герберт Кёртис (1872 - 1942) Харлоу Шепли (1885 - 1972) Герберт Кёртис (1872 - 1942)

 • Вопрос имел большое мировоззренческое значение. Особенно для широких кругов интересующихся астрономией. Идея • Вопрос имел большое мировоззренческое значение. Особенно для широких кругов интересующихся астрономией. Идея множественности звездных миров (наблюдаемых как туманности) не совсем обоснованно, но прочно увязывалась с бесконечностью материальной Вселенной в целом. Противоположная картина (наша Галактика единственная наблюдаемая Вселенная) как бы вела к заключению и о возможной конечности Вселенной. (А именно к такой экстравагантной картине подводили и новые революционные (релятивистские ) космологические теории второго десятилетия XX в. См. об этом ниже).

 • Поэтому и диспут был устроен как публичный и задуман как научно-популярная, по • Поэтому и диспут был устроен как публичный и задуман как научно-популярная, по уровню, дискуссия. (Последнее условие выполнил только Шепли, не придававший диспуту большого значения. ) • Кёртис, напротив, отнесся к диспуту вполне серьёзно. Он подверг серьезно обоснованной критике главную опору всех оценок Шепли - оценку расстояния до скопления М 13, считая ее завышенной в 10 раз (по Шепли - 36 тыс. св. лет, по Шарлье - 1700, в действительности 16 тыс. св. лет). • И все же в оценке размеров Галактики ближе к истине был Шепли. Но в оценках расстояний до спиралей, как явно внегалактических объектов - Кёртис.

 • Нерешенность проблемы млечных туманностей • Защищая звездную природу спиралей, Кёртис выдвинул ряд • Нерешенность проблемы млечных туманностей • Защищая звездную природу спиралей, Кёртис выдвинул ряд серьезных доводов: трудность с объяснением звездоподобных спектров у тысяч спиралей лишь отражением пылью света соседних звезд; искусственность гипотезы расталкивания спиралей световым давлением от экваториальной области Галактики (по Кёртису, дело было в поглощающей материи, наблюдавшейся им в таких же областях других туманностей, видимых с ребра); огромные скорости спиралей, не согласующиеся с небольшими - у звезд, к тому же с одинаковой тенденцией туманностей к "разбеганию"; появившиеся первые признаки спиральной структуры у самой Галактики. • И все же аргументов не хватило ни у одной стороны, и спор остался нерешенным.

Установление истинной природы спиралей и др. млечных «внегалактических» туманностей. • Окончательное решение проблемы принесли Установление истинной природы спиралей и др. млечных «внегалактических» туманностей. • Окончательное решение проблемы принесли наблюдения 1922 - 1924 гг. Э. П. Хаббла. • Эдвин Пауэлл Хаббл (1889 -1953) - центральная фигура на обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии (где он начал работать с 1919 г. ) и вообще в американской астрономии. Он прославился не только как наблюдатель-исследователь, но и как непосредственный активный участник создания там же еще более крупной обсерватории Маунт- Паломар с ее 200" рефлектором, почти четверть века не имевшим соперников в мире. С 1914 г. астрономия, а в ней исследование туманностей стало главным делом его жизни (хотя начинал он свою карьеру скорее как юрист).

Эдвин Пауэл Хаббл (1989 – 1953) Величайший американский астрономнаблюдатель, член Нац. АН США (с Эдвин Пауэл Хаббл (1989 – 1953) Величайший американский астрономнаблюдатель, член Нац. АН США (с 1927 г. )

 • Внимание Хаббла к проблеме природы спиралей привлекли открывшиеся возможности переоценки расстояний до • Внимание Хаббла к проблеме природы спиралей привлекли открывшиеся возможности переоценки расстояний до спиральных туманностей - по новым звездам в них, вместе с общим подъемом интереса к ним (быть может, не без влияния "Великого спора" Шепли - Кёртиса). • В 1922 г. он начал поиски и исследование "новых" в М 31 (к этому времени их там открыли уже 22). В том же году также работавший на Маунт- Вилсон Дж. К. Дункан (J. C. Duncan) открыл в М 31 три переменных, но не смог уточнить их тип. • 10. 1923 г. Хаббл обнаружил, что одна из них – в действительности цефеида! Для таких звезд, как мы видели, уже был разработан несравненно более точный (чем по "новым") метод определения расстояний на основании зависимости "период - светимость".

Конец «вселенной Шепли» … • Проведя контрольные исследования переменной, Хаббл в начале следующего 1924 Конец «вселенной Шепли» … • Проведя контрольные исследования переменной, Хаббл в начале следующего 1924 года вывел новую оценку расстояния до М 31: 300 тыс. парсек, или около 1 млн. световых лет! В письме от 19 февраля 1924 г. он сообщил об этом Х. Шепли (возглавлявшему к тому времени Гарвардскую обсерваторию). • По воспоминаниям секретаря Шепли, получив это сообщение, Шепли воскликнул: "Вот письмо, которое разрушило мою вселенную".

 • К этому времени наблюдения Хаббла с 100 • К этому времени наблюдения Хаббла с 100" рефлектором (1923 -24 гг. ) принесли новое открытие: ему впервые удалось разложить на отдельные звезды окраинные части двух спиралей - М 31, М 33 и неправильной внегалактической туманности NGC 6822 в Печи. • Расстояния до М 33 и туманности в Печи, определенные аналогичным методом, по цефеидам, оказались столь же колоссальными.

 • Первым сообщением о сенсационных результатах Хаббла и о решении многовековой проблемы реальности • Первым сообщением о сенсационных результатах Хаббла и о решении многовековой проблемы реальности островных звездных вселенных стала заметка сметливого репортера в газете "Нью-Йорк Таймс" от 23 ноября 1924 г. А 1 января 1925 г. научный доклад Хаббла о том же был зачитан им на съезде Американского астрономического общества в Вашингтоне. • В течение нескольких лет, однако, результаты Хаббла все еще подвергались некоторому сомнению из-за чрезмерного доверия многих астрономов к прежним оценкам ван Маанена, ошибочность которых он сам признал только в 1935 г. • Но к концу 20 -х гг. Хаббл многократно подтвердил свои результаты по десяткам цефеид, открытых им во многих спиралях. В одной только Туманности Андромеды (М 31) он к концу 1924 г. обнаружил еще 36 переменных, среди которых 12 цефеид. Для более слабых туманностей он оценивал расстояния - по ярчайшим в них звездамгигантам. Наконец, для наиболее слабых туманностей - по их суммарной светимости.

 • Границы наблюдаемой Вселенной (которую вскоре стали называть Большая Вселенная) в результате его • Границы наблюдаемой Вселенной (которую вскоре стали называть Большая Вселенная) в результате его измерений были расширены до сотен миллионов световых лет. • На 1283 пластинках, полученных с помощью 100" рефлектора, Хаббл в 1926 г. насчитал 44 тысячи млечных туманностей, а общее число галактик, доступных этому рефлектору, оценил в 75 миллионов. Чрезвычайно эффективным помощником Хаббла стал американский астроном-самоучка Милтон Хьюмасон. • В последние годы жизни Хаббла его наблюдения с новым (1947 г. ) 200" (5 -метровым) рефлектором (им. Хейла) показали, что число галактик на полученных им пластинках превышает число видимых на них звезд нашей Галактики (общее число звезд в которой оценивается в 150 миллиардов)! • К чести Шепли следует сказать, что после "поражения" он стал одним из самых активных исследователей в новой родившейся области - внегалактической астрономии

Харлоу Шепли (1885 - 1972) Харлоу Шепли (1885 - 1972)

Первая попытка эволюционной классификации галактик • В 1925 – 1926 гг. , изучив свыше Первая попытка эволюционной классификации галактик • В 1925 – 1926 гг. , изучив свыше 1000 галактик самых разнообразных форм, Хаббл построил свою так называемую "камертонную" классификацию галактик, которую затем разрабатывал и совершенствовал вплоть до 1953 г. , до последних дней своей жизни. • Вначале он разделил их на эллиптические (Е), спиральные (S, выделив промежуточные SO) и неправильные (I). В окончательном виде по классификации Хаббла галактики разделяются на эллиптические Е (ок. 17%), спиральные S (ок. 80%) и неправильные Ir (ок. 3%), а сами спирали еще и на две ветви (что и дало название всей классификации "камертонная") – обыкновенные и пересеченные (или с перемычкой) • Этот вид спиралей с ядром, пересеченным вытянутым структурным образованием, получившим англоязычное название «балдж» , из концов которого и начинаются спиральные ветви, был открыт Кёртисом в 1918 г. •

Окончательное утверждение реальности островного характера Большой вселенной. • Завершением победы концепции островных вселенных стало Окончательное утверждение реальности островного характера Большой вселенной. • Завершением победы концепции островных вселенных стало разложение на звезды центральных областей М 31 и некоторых эллиптических галактик. • Это впервые удалось Вальтеру Бааде (1893 -1960), тогда сотруднику Хаббла на обсерватории Маунт-Вилсон. Успеху его неожиданно поспособствовала. . . вторая мировая война. В то время как Хаббл вновь, как и в первую мировую, оказался в армии, Бааде как немец должен был оставаться на обсерватории, не имея права активного участия в делах государства. • Затемнение городов действовало и в США. Это создало идеальные условия для получения уникальных снимков на Маунт-Вилсон, близ г. Лос-Анджелеса, которые были настолько точны (содержали такие тонкие детали), что для передачи этих деталей не могли быть отпечатаны типографским способом, а просто были приложены к печатной статье Бааде при публикации!

Вильгельм Генрих Вальтер Бааде (1893 - 1960) Немецкий астроном, с 1931 г. работал в Вильгельм Генрих Вальтер Бааде (1893 - 1960) Немецкий астроном, с 1931 г. работал в США, . С 1958 – в ФРГ. Один из авторов теории двух типов звездного населения в галактиках, Изучая их в МЗ 1, пришел (в 1952 г. ) к выводу о необходимости удвоить шкалу межгалактических расстояний (до М 31 – 2 млн. св. лет). В 1934 вместе с Ф. Цвикки сделал вывод о существовании нейтронных звезд как остатков Сверхновых.

Конец проблемы островных вселенных • Концепция островных вселенных, так долго бывшая элементом астрономической картины Конец проблемы островных вселенных • Концепция островных вселенных, так долго бывшая элементом астрономической картины мира, причем не раз терявшим устойчивость, наконец-то, после работ Хаббла и Бааде перешла в ранг конкретных научных фактов, в ядро новой, наблюдательно-теоретической космологии.