пружине. Что представляют они собой, — долго гадали, пока в 1924 г. Хабблу не удалось получить с помощью крупнейшего в то время телескопа исключительно резкие фотографии спиральных туманностей. Края этих туманностей оказались состоящими из множества чрезвычайно слабых звезд — туманность, как говорят, была разрешена на звезды. Стало ясно, что ближе к центру сплошное туманное сияние получается лишь вследствие слияния для нас в одну сплошную массу мириад звезд, расположенных очень тесно. Эти фотографии сразу показали, что перед нами не облака пыли, светящие отраженным светом, и не облака разреженного газа, а чрезвычайно далекие звездные системы, в которых звезд несравненно больше, чем в шаровых звездных скоплениях.
Рис. 177. Спиральная галактика М 81
Те маленькие спиральные туманности, которые еще не разрешены на звезды, несомненно, такие же звездные системы, только слишком далекие от нас, чтобы их структуру могли различить современные телескопы.
В 1944 г. Бааде удалось разрешить на звезды и центральную часть спиральной туманности в Андромеде М 31 и две небольшие туманности эллиптической формы — ее соседки. До этого многие допускали, что эллиптические туманности и центральные части спиральных туманностей состоят не из звезд, а из газа или космической пыли.
Спектры подтверждают звездную природу ядер эллиптических и спиральных туманностей. Это спектры, очень похожие на спектр Солнца, показывающие, что большинство звезд в них — желтые и красные. Спиральные ветви состоят из более горячих белых звезд. По смещению темных линий в спектрах спиральных туманностей можно было определить скорости их движения. Как целое, они движутся со скоростями в сотни километров в секунду.
Рис. 178. Галактика в созвездии Андромеды с новыми звездами и цефеидами
Окончательно природа спиральных туманностей вскрылась, когда в них на упомянутых фотографиях были найдены и цефеиды, и долгопериодические переменные, и яркие голубоватые звезды. Позднее открыли в спиральной туманности Андромеды шаровые звездные скопления, вполне подобные скоплениям нашей Галактики, но вследствие их дальности едва отличимые по своему виду от ярких звезд. Были открыты в спиральных туманностях и огромные клочья разреженного газа, дающие спектр из ярких линий и опять-таки подобные тем, какие кое-где встречаются в межзвездном пространстве внутри Галактики. Выяснилось, что в шаровых звездных скоплениях, а также в эллиптических звездных системах составляющие их звезды образуют другую диаграмму спектр — светимость, чем та, о которой мы говорили раньше и которая относится к звездам, составляющим спиральные ветви и неправильные, клочковатые звездные системы типа Магеллановых Облаков. Они видны невооруженным глазом и похожи на обрывки Млечного Пути.
Точнее всего расстояния, а следовательно, и размеры, определяются по видимому блеску цефеид, когда последние наблюдаются в данной галактике. Это возможно сделать только для ближайших галактик. До более далеких галактик расстояние определяют по видимому блеску находящихся в них наиболее ярких звезд-сверхгигантов. В эллиптических галактиках, похожих по виду на шаровые скопления нашей Галактики, но только гигантских размеров, звезд-сверхгигантов нет.
Из эллиптических галактик интересна самая яркая и большая галактика М 87, главная в скоплении галактик в Деве. Эта гигантская галактика имеет свиту из нескольких сотен шаровых звездных скоплений, которые на фотографии, ввиду их дальности, с трудом отличимы от звезд. С другой стороны, эллиптические галактики — спутники большой спирали в Андромеде (М 31) — гораздо меньше, чем М 87. Недавно открыты карликовые эллиптические галактики, лишь в несколько раз более крупные и яркие, чем типичное шаровое скопление.
Рис. 179. Эллиптическая галактика, 'разрешенная' на звезды
Большинство галактик так далеки, что в них отдельных звезд не видно. Поэтому названные выше способы определения расстояний к ним неприменимы. В то же время светимости и линейные размеры галактик так разнообразны, что ни их видимый угловой диаметр, ни их видимый блеск не могут служить мерой расстояния. Расстояния до них оценивают по удивительному свойству совокупности всех галактик, открытому Хабблом.
По изучению галактик с уже известными расстояниями и скоростями движения по лучу зрения выяснилось, что линии их спектра смещены к красному его концу на величину, пропорциональную их расстоянию. Это удивительнейшее явление называется красным смещением. Его величину можно выразить по принципу Доплера скоростью движения по лучу зрения. Эта скорость удаления от нас накладывается, так сказать, на собственную лучевую скорость галактик, которая для всех их не превышает нескольких сотен километров в секунду. Для близких галактик такая собственная скорость и красное смещение по величине одного порядка, но для далеких из них красное смещение гораздо больше — тысячи и десятки тысяч километров в секунду. Поэтому расстояние до далеких галактик по их красному смещению определяется как раз с наименьшей относительной ошибкой. Например, если есть тесная группа галактик, то в ней относительно друг друга отдельные члены движутся со скоростью 200–400 км/сек, а в среднем группа, как целое, может иметь красное смещение 1000 или 10 000 км/сек. По современной оценке «постоянная Хаббла» — возрастание красного смещения на каждые 3 000 000 световых лет (на 1 000 000 парсек) составляет около 100 км/сек. Для приведенного примера в первом случае расстояние до галактик было бы около 10 млн. парсек, с возможной ошибкой не более 20–30 %. Во втором случае расстояние было бы 100 млн. парсек с ошибкой не более 2–3 %.
Спиральная туманность Андромеды кажется больше и ярче всех потому, что она крупная и ближе всего к нашей Галактике. Расстояние до нее составляет полтора миллиона световых лет — вот оно, это ближайшее расстояние! Свет ее, доходящий сейчас до нас, покинул туманность Андромеды в ту пору, когда на Земле не было еще человечества. Размер ее составляет более 100 000 световых лет по диаметру, но в направлении, перпендикулярном к плоскости ее наибольшего распространения, она во много раз тоньше, — она сильно сплющена. Сопоставляя вид туманностей, таких, как в Треугольнике (почти круглых внешних очертаний), в Андромеде (продолговатой) и в Деве (веретенообразной), мы должны заключить, что различие их вида определяется их поворотом (ракурсом) по отношению к нам. Очевидно, такие звездные системы (которые мы теперь имеем полное право называть галактиками, поскольку они такие же громадные звездные системы, как и наша Галактика) имеют сплющенную чечевицеобразную или линзообразную форму и зачастую спиральную структуру. Галактика в туманности Треугольника лежит перед нами «плашмя», галактика в созвездии Андромеды своей плоскостью симметрии наклонена к нам, а галактика в созвездии Девы повернута к нам ребром. Кстати сказать, вдоль веретена, каким она представляется, видна темная полоска. Такие темные полоски видны у многих галактик веретенообразного вида (см. рис. 113). Несомненно, что это, как показал Кэртис
