В 1868 г. сэр Уильям Хаггинс убедительно продемонстрировал, что темные линии в спектрах некоторых ярких звезд по сравнению с их нормальным положением в спектре Солнца немного сдвинуты в красную или синюю область. Он верно истолковал это явление как доплеровское смещение света звезды, удаляющейся или приближающейся к Земле. Например, длины волн всех темных линий в спектре звезды Капелла больше соответствующих длин волн в спектре Солнца на 0,01 %. Этот сдвиг в красную область означает, что Капелла летит от нас со скоростью, составляющей 0,01 % от скорости света, т. е. 30 км/с. Впоследствии эффект Доплера помог измерить скорости солнечных протуберанцев, двойных звезд и колец Сатурна.
Методу определения скоростей с помощью доплеровского смещения по самой его сути присуща высокая точность: в таблицах длины волн зачастую приводятся с восемью значащими цифрами. Достоверность метода не зависит и от расстояния до источника, если последний светит достаточно сильно для того, чтобы можно было увидеть спектральные линии на фоне излучения ночного неба.
Как раз благодаря эффекту Доплера нам известны типичные значения скоростей звезд, упоминавшихся в начале этой главы. Он также позволяет оценивать расстояния до ближайших звезд. Если из каких-либо соображений задать направление движения звезды, то доплеровское смещение дает возможность вычислить ее скорость как поперек луча зрения, так и вдоль него. Таким образом, измерив видимое движение звезды по небу, мы можем сказать, насколько она далеко от нас. Однако эффект Доплера начал играть в космологии важную роль лишь тогда, когда астрономы занялись изучением спектра объектов, расположенных значительно дальше видимых звезд. Мне придется чуть отвлечься, чтобы рассказать об открытии этих объектов, – а потом мы снова вернемся к эффекту Доплера.
Эту главу мы начали с созерцания ночного неба. Помимо Луны, планет и звезд существуют еще два небесных тела, значение которых для космологии трудно переоценить.
Первое из них настолько величественно и грандиозно, что его бывает можно рассмотреть даже на засвеченном городском небе. Эта полоса света, опоясывающая небесную сферу огромным кольцом, с древних времен носит имя Млечный Путь. В 1750 г. английский астроном-любитель Томас Райт, мастеривший приборы своими руками, опубликовал замечательную книгу «Оригинальная теория, или Новая гипотеза об устройстве Вселенной»[3]. В ней он предположил, что звезды образуют плоскую круглую плиту – своего рода «точильный круг» конечной толщины, простирающийся далеко по всем направлениям. Внутри него лежит и Солнечная система. Поэтому, естественно, когда мы смотрим с Земли вдоль плоскости круга, то видим больше света, чем по всем другим направлениям. И называем это Млечным Путем.
Много позже гипотеза Райта получила свое подтверждение. По современным представлениям, Млечный Путь состоит из плоского звездного диска диаметром 80 тысяч световых лет и толщиной 6000 световых лет. Кроме того, существует сферическое гало из звезд диаметром почти 100 тысяч световых лет. Оценки его полной массы дают величину в 100 миллиардов солнечных масс. Впрочем, некоторые астрономы считают, что в протяженном гало Млечного Пути может набраться еще изрядная доля массы. Солнечная система находится в 30 тысячах световых лет от центра и немного «севернее» главной плоскости диска. Последний вращается – скорости в нем достигают 250 км/с – и обладает гигантскими спиральными рукавами. В целом впечатляющее зрелище – если бы только мы могли посмотреть на все это снаружи! Сегодня эту систему называют Галактикой или же, если хочется выразить особую гордость, «нашей Галактикой».
Еще один интересный для космологии штрих на ночном небе, в отличие от Млечного Пути, в глаза совсем не бросается. В созвездии Андромеды есть туманное пятнышко, которое не так легко заметить, но которое отчетливо видно в ясную ночь – если знаешь, где его искать. Первое письменное упоминание об этом объекте, вероятно, было сделано в «Книге неподвижных звезд» – каталоге, составленном персидским астрономом Абдаррахманом Ас-Суфи в 964 г. до н. э. Ас-Суфи описал его как «облачко». С появлением телескопов таких протяженных объектов стали находить все больше и больше. В XVII–XVIII вв. астрономы воспринимали их в качестве помех, препятствовавших поиску, как тогда казалось, по-настоящему интересных объектов – комет. В 1781 г. Шарль Мессье опубликовал знаменитый каталог «Туманности и звездные скопления» со списком объектов, на которые не следует смотреть, когда охотишься за кометами. Астрономы до сих пор ссылаются на 103 объекта из этого каталога по присвоенным Мессье номерам. Так, Туманность Андромеды обозначается как M31, Крабовидная туманность – M1 и т. д.