Однако если цефеиды — маяки Вселенной, как их иногда называют, — оказались удобным инструментом для определения расстояний до ближайших галактик, то изображения далеких галактик, полученные даже на самых больших в мире телескопах, слабы и расплывчаты. Их сколь-либо детальная структура неразличима, а о разрешении их на отдельные, даже очень яркие звезды не может быть и речи. Как же можно определить расстояние до таких слабых и далеких объектов?
Галактики тоже делятся на специфические группы. В частности, они различаются по форме. Бывают эллиптические, спиральные галактики и неправильные. Внутри каждого типа также можно выделить отдельные классы галактик. Как правило, галактики одного класса имеют примерно одинаковую светимость. Конечно, на небе они могут сильно отличаться по яркости, так как находятся на разных расстояниях. Но если удастся установить, что класс их одинаков и, следовательно, равны их абсолютные светимости, то далее вступает в игру закон обратных квадратов, так же как и в случае цефеид. Таким способом можно оценивать расстояния до сотен миллионов парсек.
Телескоп-рефлектор Гершеля с диаметром зеркала 122 сантиметра.
Дальше уже становится трудным распознать тип структуры очень далеких галактик. И здесь астрономам помогло одно счастливое обстоятельство. Часто галактики образуют скопления, которые видны намного отчетливее, чем обычные галактики. Так вот, в подавляющем числе скоплений самый яркий компонент — гигантская эллиптическая галактика. Такая галактика светит в 100 раз ярче, чем наша. Именно они и используются как индикаторы расстояний на самых больших масштабах расстояний во Вселенной (до 1010 парсек).
Ну а дальше уже приходится работать с законом Хаббла, гласящим, что скорость разбегания галактик пропорциональна их расстоянию от нас V = Hr, где H — постоянная Хаббла. Скорость измеряется по величине красного смещения, о котором у нас шел разговор в первой главе. Но для того чтобы измерять красное смещение, астрономы должны были научиться работать в различных диапазонах спектра. Что это значит?
Явление дисперсии — зависимости коэффициента преломления света от длины волны — известно уже давно. Еще Ньютон в 1665 году, используя стеклянную призму, разложил солнечный свет на отдельные цвета — получил первую спектральную картину. Но действительное начало спектроскопических работ в астрономии мы должны связать с именем баварского самоучки И. Фраунгофера, который, тщательно изучая преломление света различных цветов призмами, открыл в спектре Солнца более 500 темных линий, названных впоследствии его именем. Фраунгофер был уверен, «…что причина возникновения этих линий и полос лежит в самой природе солнечного света».
Однако объяснить природу этих линий Фраунгофер не смог. Лишь в 50-х годах XIX века, после смерти Фраунгофера, благодаря работам Кирхгофа и Бунзена были установлены основные законы спектрального анализа. К этому времени число фраунгоферовых линий в спектре Солнца уже исчислялось тысячами. Кирхгофу удалось отождествить часть этих линий с эмиссионными линиями некоторых земных элементов. Поясним, что это такое.
Если вы подойдете к своей газовой плите и в голубое пламя горелки поместите щепотку соли, пламя немедленно окрасится в желтый цвет. Этот желтый цвет обязан своим происхождением парам натрия (химическая формула поваренной соли — NaCl). Вы наблюдаете таким образом эмиссию — излучение паров натрия. Но если вы будете пропускать свет от источника с более высокой температурой, чем температура пара натрия, вы получите линию поглощения на той самой длине волны (в желтой части спектра), на которой ранее излучал Na. Именно эти явления поглощения и эмиссии излучения и лежат, по сути дела, в основе спектрального анализа, получившего бурное развитие в астрономии после работ Кирхгофа.
Рефлектор У. Парсонса.
Спектральный анализ предоставил поразительную возможность детального определения химического состава атмосфер далеких планет и звезд. Поскольку спектральные линии для каждого элемента точно известны, любые их сдвиги за счет доплеровского эффекта дают возможность вычислять скорость объекта.
Но мне хотелось бы подчеркнуть незаменимость спектрального анализа для астрономии как инструмента при определении химического состава и физических свойств далеких небесных объектов. Ведь сравнительно недавно, 150 лет тому назад, французский философ-позитивист О. Конт писал о небесных телах в своем курсе философии: «Никогда никакими средствами мы не сможем изучать их химический состав… любое знание температур звезд неизбежно должно быть навсегда скрыто от нас». Сегодня благодаря астрономическим наблюдениям с использованием спектральной аппаратуры мы знаем и химический состав, и температуру звезд.