Еще во времена Мессье было понятно, что все эти протяженные объекты имеют разную природу: одни – скопления звезд (например, Плеяды – M45), другие – неправильной формы облака светящегося газа, часто окрашенные в различные цвета и обволакивающие одну или несколько звезд (например, гигантская Туманность Ориона – M42). Однако около трети объектов из каталога Мессье представляли собой белесые туманности довольно правильной эллиптической формы, среди которых выделялась Туманность Андромеды (M31). Позже с помощью более совершенных телескопов были обнаружены тысячи таких объектов, а к концу XIX столетия в некоторых из них (в том числе в M31 и M33) астрономы нашли и спиральные рукава. Тем не менее даже лучшие телескопы XVIII–XIX вв. были не в состоянии разрешить эллиптические и спиральные туманности на звездах, из-за чего их природа оставалась под вопросом.
Первым, кто догадался, что эти туманности – в сущности, похожие на нашу галактики, был, по всей видимости, Иммануил Кант. В 1755 г. в своей «Всеобщей естественной истории и теории неба» он развил теорию Райта об устройстве Млечного Пути. Кант предположил, что эти туманности («или, вернее, один из видов их») – на самом деле круглые диски примерно тех же размеров и формы, как и наша собственная Галактика. Они кажутся эллиптическими, поскольку на большинство из них мы смотрим под углом. Ну а тусклые они просто потому, что находятся от нас очень далеко.
К началу XIX в. представление о Вселенной, «населенной» галактиками вроде нашей, получило широкое распространение, хотя, конечно, разделяли его не все: нельзя было исключить, что эти эллиптические и спиральные туманности, как и другие объекты каталога Мессье, – не более чем облака в пределах Млечного Пути. В частности, ученым не давали покоя взрывающиеся звезды, замеченные в некоторых спиральных туманностях. Если последние – действительно отдельные галактики, настолько далекие, что разглядеть их звезды невозможно, то взрывы должны были быть невероятной силы. Иначе как мы могли бы увидеть столь яркую вспышку на таком большом расстоянии? В связи с этим не могу не процитировать один образчик научной прозы XIX столетия. В 1893 г. английский историк астрономии Агнесса Мэри Клерк отмечала:
«Всем известная туманность в Андромеде и «водоворот» в Гончих Псах – одни из наиболее примечательных примеров туманностей, обладающих непрерывным спектром. Также справедливо общее правило, согласно которому излучение всех подобных туманностей принадлежит к одному и тому же классу и схоже с излучением звездных скоплений, отнесенных на большое расстояние и за счет этого приобретших размытый вид. Было бы, однако, в высшей степени опрометчивым заключить в этой связи, что они – суть объединения солнцеподобных тел. Основания для этого вывода в значительной мере сведены на нет фактами возникновения в двух таких туманностях звездных вспышек с периодом в четверть века. Как бы далека ни была туманность, представляется неоспоримым, что ее звезды удалены от нас не меньше. Следовательно, если бы ее составляли солнца, то по сравнению с ними вспыхнувшие огненные шары, почти без остатка затмевающие и без того тусклый свет первых, должны были бы быть, как доказал мистер Проктор, настолько яркими, что воображение отказывается их в себя вместить».
Сегодня мы знаем, что эти звездные вспышки действительно были «настолько яркими, что воображение отказывается их в себя вместить». Это были взрывы сверхновых, взрывы, в которых светимость звезд становилась сравнимой со светимостью всей галактики. Но в 1893 г. об этом ничего не было известно.
Вопрос о природе спиральных и эллиптических туманностей так и остался бы неразрешенным без появления какого-нибудь надежного метода измерения расстояний до них. Такая масштабная линейка была найдена вскоре после запуска 100-дюймового телескопа в обсерватории Маунт-Вильсон вблизи Лос-Анджелеса. В 1923 г. Эдвин Хаббл впервые «разрешил» Туманность Андромеды на отдельные звезды. При этом в ее спиральных рукавах он обнаружил несколько ярких переменных звезд, перепады в светимости которых имели те же закономерности, что и у цефеид – уже известного класса переменных звезд нашей Галактики. Значение этого открытия становится очевидным, если вспомнить, что в предшествующие десять лет Генриетта Суон Ливитт и Харлоу Шепли из Обсерватории Гарвардского колледжа установили строгую связь между наблюдаемыми периодами цефеид и их абсолютной светимостью. (Абсолютная светимость – это полная лучистая энергия, испускаемая астрономическим объектом по всем направлениям за одну секунду. Видимая светимость – это лучистая энергия, попадающая на каждый квадратный сантиметр зеркала телескопа за одну секунду. Именно видимая, а не абсолютная светимость дает нам субъективную оценку яркости астрономического объекта. Первая зависит, конечно, не только от второй, но и от расстояния. Таким образом, зная одновременно обе светимости небесного тела, мы можем вычислить расстояние до него.) Между обсуждаемыми величинами существует простая зависимость: видимая светимость прямо пропорциональна абсолютной и обратно пропорциональна квадрату расстояния до объекта. Поэтому, зная видимые светимости цефеид в Туманности Андромеды и их периоды, Хаббл тут же посчитал расстояния до них, а значит, и до самой Андромеды. У него получилось, что Туманность Андромеды находится в 900 миллионах световых лет от Земли – т. е. в десять с лишним раз дальше, чем самые далекие из известных объектов нашей Галактики. Позже Вальтер Бааде и другие уточнили соотношение «период – светимость» для цефеид, в результате чего расстояние до Андромеды стало оцениваться в два с лишним миллиона световых лет. Тем не менее уже в 1923 г. было ясно: Андромеда и тысячи подобных ей туманностей – это галактики, которыми в изобилии усыпаны просторы Вселенной.