Великий диспут — Вікіпедія

Гарлоу Шеплі] (1885 –1972)
Гебер Кертіс (1872–1942)

Великий диспут (англ. Great Debate) — дискусія в історії астрономії, яка відбулась 26 квітня 1920 року між Гарлоу Шеплі та Гебером Кертісом та мала на меті визначити параметри нашої Галактики та природу «спіральних туманностей», нині відомих як спіральні галактики.

Між поглядами Шеплі та Кертіса було багато розбіжностей, і їхні картини Всесвіту радикально відрізнялися. У моделі Шеплі наша Галактика мала великий розмір, Сонце було віддалено від її центру, а спіральні туманності знаходилися всередині неї і були лише газовими хмарами. У моделі Кертіса Сонце знаходилося в центрі відносно невеликої Галактики, а спіральні туманності були зоряними системами, подібними до нашої Галактики.

Обидва учасники Великого диспуту частково мали рацію: Шеплі був ближчим до істини в питаннях розмірів Галактики та положення в ній Сонячної системи, а Кертіс - в питаннях природи спіральних туманностей, які дійсно виявилися віддаленими зоряними системами, подібними до нашої Галактики.

Передісторія та обставини[ред. | ред. код]

Національний музей природознавства, місце проведення Великого диспуту[1]. Фотографія 1926 року.

На початку XX століття загальноприйнятим було невірне уявлення, що Сонце розташоване в центрі Чумацького Шляху або поблизу нього. Різні астрономи, починаючи з Вільяма Гершеля, користувалися методом зоряних підрахунків й отримували такий результат через міжзоряне поглинання світла, яке створювало ілюзію найбільшої концентрації зір поблизу Сонця. Розмір Галактики, наприклад, за результатами Карла Шварцшильда 1910 року, становив 10 кілопарсек. У 1917 році Гарлоу Шеплі, вимірюючи відстані до кулястих зоряних скупчень і досліджуючи їхній розподіл на небі, оцінив розмір Галактики у 100 кілопарсек, а відстань від Сонця до її центру — у 13 кілопарсек. Хоча обидва ці значення виявилися завищеними, Шеплі вперше показав, що Сонце знаходиться далеко від центру нашої Галактики[2][3], але ця ідея не одразу стала загальноприйнятою[4]. Згодом Шеплі уточнював свою оцінку[5].

Крім того, у той час ще не було відомо, чи є «спіральні туманності», нині відомі як спіральні галактики, об'єктами нашої Галактики, або ж віддаленими зоряними системами. Гіпотеза про те, що деякі туманності є віддаленими зоряними системами, з'явилася ще у XVIII столітті, і загальна думка астрономів з цього питання неодноразово змінювалася, бо даних про відстані до туманностей практично не було[4][6].

У 1919 році Джордж Еллері Гейл вирішив організувати дискусію, присвячену розмірам Всесвіту. Вона відбулася 26 квітня 1920 року в Національній академії наук США, у Вашингтоні. Доповідачами на ній були астрономи Гарлоу Шеплі з обсерваторії Маунт-Вілсон та Гебер Кертіс з Лікської обсерваторії. Кожен з них прочитав лекцію, в якій викладав свою точку зору на розміри Всесвіту та параметри нашої Галактики. Дискусія проходила під назвою «Розміри Всесвіту» (англ. The Scale of the Universe), але згодом за нею закріпилася назва «Великий диспут» (Great Debate)[5][7][8].

Обговорювані питання та аргументи сторін[ред. | ред. код]

Шеплі та Кертіс розходилися по багатьох окремих питаннях, які стосувались розмірів нашої Галактики та положення в ній Сонячної системи, а також того, чи належать «спіральні туманності» нашій Галактиці або є окремими об'єктами. В результаті картини Всесвіту в моделях Шеплі та Кертіса помітно відрізнялися. У моделі Шеплі наша Галактика мала досить великий розмір — не менше 60 кілопарсек, а Сонце було віддалено від її центру на 20 кілопарсек. Спіральні туманності знаходилися всередині нашої Галактики і були лише газовими хмарами, при цьому Шеплі не виключав, що поза межею видимості сучасних інструментів можуть існувати й інші галактики[9]. У моделі Кертіса Сонце знаходилося в центрі відносно невеликої Галактики розміром 10 кілопарсек, а спіральні туманності були зоряними системами, подібними до нашої Галактики[5][10].

Розміри Галактики[ред. | ред. код]

Цефеїди як індикатори відстані[ред. | ред. код]

Для вимірювання відстані до кулястих зоряних скупчень Шеплі використовував залежність період — світність для цефеїд, знайдену за спостереженнями зір цього типу в Магелланових хмарах. Нуль-пункт цієї залежності Шеплі визначав за цефеїдами в диску Чумацького Шляху, відстань до яких вимірював за допомогою річних паралаксів. Він також зазначив, що «кластерні цефеїди», нині відомі як змінні типу RR Ліри, не слід використовувати для калібрування нуль-пункту. Кертіс вважав, що наявність залежності між періодом та світністю для цефеїд нашої Галактики, як мінімум, не доведено, оскільки зібрано надто мало даних[5].

Шеплі мав рацію в тому, що цефеїди є добрими індикаторами відстані в цілому, і згодом залежність період — світність для них справді була доведена. Однак нуль-пункт був обраний невірно, з помилкою близько порядку величини, що призвело до втричі завищеної оцінки розмірів Галактики[2]. Кертіс мав рацію, говорячи про недостатню кількість даних[5].

Зорі в кулястих скупченнях[ред. | ред. код]

Шеплі вважав, що зорі спектральних класів F, G і K, які він спостерігав у кулястих зоряних скупченнях, за спектрами схожі на зорі-гіганти, що спостерігаються в околицях Сонця, а абсолютна величина найяскравіших зір у скупченнях в середньому становить від -1,5 до -2m. Ці зоряні величини узгоджувалися з типовою відстанню до скупчень в 10—30 кілопарсек. Шеплі наводив кілька аргументів: такі зорі можна порівняти із зорями спектрального класу B за блиском, і, отже, за світністю — абсолютна зоряна величина останніх була відома і близька до 0m. Також спектри зір класів F-K у скупченнях були близькими до спектрів саме зір-гігантів. Шеплі також вказував, що в інших зоряних системах світність яскравих зір приблизно така сама, як і в його оцінці для кулястих скупчень[9]. Крім того, Шеплі спирався на уявлення того часу про еволюцію зір, згідно з якими зорі-гіганти спочатку стискаються і нагріваються, стають зорями-карликами і починають охолоджуватися, тому параметри зір-гігантів виявлялися визначеними. Шеплі стверджував, що тільки великі відстані до кулястих скупчень узгоджувалися з цією теорією[5][8][11].

Кертіс стверджував, що зорі цих спектральних класів мали світність, порівнянну зі світністю зір-карликів поблизу Сонця. У такому разі відстані до скупчень становили б 1—2 кілопарсеки. Кертіс аргументував це тим, що на околицях Сонця абсолютна зоряна величина зір класів F-K становила в середньому +4m і зазначав, що частка зір-гігантів серед усіх зір дуже мала. Крім того, Кертіс вказував на нестикування в аргументах Шеплі: в околицях Сонця яскраві блакитні зорі були яскравішими, ніж яскраві червоні, а в скупченнях, за версією Шеплі, ситуація була зворотна[5][8][9].

Загалом прав тут виявився Шеплі: з рівнем спостережної техніки того часу зорі-карлики в скупченнях побачити було неможливо. Однак зауваження Кертіса про світності блакитних і червоних зір було вірним, і знайшло пояснення лише після того, як Вальтер Бааде виявив існування двох типів зоряного населення. Крім того, уявлення про еволюцію зір, на які спирався Шеплі, нині відкинуті[5].

Вимірювання відстаней за спектрами зір[ред. | ред. код]

Шеплі вважав, що світності зір можна оцінювати за їхніми спектрами і, отже, вимірювати відстані до них. Кертіс стверджував, що цим методом можна користуватися тільки для зір на відстанях менше 100 парсек, де проводилося калібрування цього методу. У цьому питанні Шеплі був загалом правий[5].

Метод зоряних підрахунків[ред. | ред. код]

Кертіс стверджував, що результати застосування методу зоряних підрахунків прямо вказують на невеликі розміри нашої Галактики. Він вважав, що міжзоряне поглинання ніяк не спотворює ці результати, оскільки, на його думку, пил в Галактиці знаходиться за межами зоряного диска. Шеплі ніяк не висловлювався з цього питання, оскільки його метод вимірювання відстаней був пов'язаний з кулястими скупченнями, але він вважав, що міжзоряного поглинання взагалі не існує або воно дуже мале. Насправді міжзоряне поглинання є і в диску, що підтвердив Роберт Трюмплер у 1930 році[3][5].

Відстань до спіральних туманностей[ред. | ред. код]

"Туманність Андромеди", фотографія 1902 року. Учасники Великого диспуту сперечалиць, чи це газово-пилова хмара в нашій галактиці, чи окрема галактика.

Нові зорі[ред. | ред. код]

На основі спостережень нових зір у Чумацькому Шляху і в спіральних туманностях Шеплі стверджував, що останні не можуть перебувати за межами нашої Галактики, оскільки тоді спостережувана світність нових зір у них була б занадто високою. Кертіс припускав, що нові зорі можуть ділитися на два типи з різною яскравістю: він зазначав, що деякі «нові зорі» були значно яскравішими за інші, наприклад, нова Тихо Браге порівняно з іншими новими в нашій Галактиці, або S Андромеди порівняно з іншими новими в туманності Андромеди, отже знаходження спіральних туманностей поза нашою Галактикою ставало б можливим. Кертіс мав рацію: той клас об'єктів, який він позначив як яскравіші нові зорі, зараз відомі як наднові[5].

Шеплі також пропонував невірний механізм спалахів нових: він вважав, що спалахи нових зір трапляються, коли зоря входить у туманність і виявляється оточена її речовиною. Шеплі показав, що така модель пояснює кілька спалахів нових зір на рік у Галактиці, проте Кертіс спростував цю теорію, показавши, що в моделі Шеплі в галактиці Андромеди за рахунок такого механізму нові зорі могли спалахувати раз на 500 років, тоді як протягом 20 років вже було виявлено кілька таких спалахів[5].

Розподіл спіральних туманностей на небі[ред. | ред. код]

Обом учасникам дискусії було відомо, що спіральні туманності не спостерігаються поблизу площини Галактики. У моделі Шеплі, яка передбачала, що спіральні туманності знаходяться в нашій Галактиці, це не було проблемою: відсутність їх у площині Галактики викликала не більше питань, ніж, наприклад, концентрація у цій площині OB-зір. Модель Кертіса передбачала, що спіральні туманності — зовнішні об'єкти, тому уникнення ними площини Галактики потребувало пояснення. Сам Кертіс вважав, що це може бути викликане наявністю пилу навколо диска Чумацького Шляху, який поглинає світло. Це пояснення виявилося вірним, хоча насправді пил не оточує диск Галактики, а знаходиться в ньому[5].

Великі променеві швидкості спіральних туманностей[ред. | ред. код]

До моменту Великого диспуту було відомо, що спіральні туманності мають дуже великі променеві швидкості, що значно перевищують променеві швидкості зір. Шеплі в рамках своєї моделі пояснював їх тиском випромінювання від Чумацького Шляху, але згодом було показано, що тиску випромінювання недостатньо для того, щоб розігнати туманності до таких швидкостей. Кертіс у своїй моделі не пропонував конкретного механізму, лише припускав, що великі променеві швидкості — невід'ємна властивість туманностей. Надалі було показано, що променеві швидкості галактик обумовлені розширенням Всесвіту[4][5].

Параметри спіральних туманностей[ред. | ред. код]

Шеплі зазначав, що розподіл поверхневої яскравості та показників кольору в спіральних туманностях відрізняється від аналогічного розподілу в Чумацькому Шляху, а поверхнева яскравість у центрі туманностей значно вища, ніж у будь-якій точці Чумацького Шляху. Це спостереження було вірним, але Шеплі, без огляду на міжзоряне поглинання, помилково інтерпретував його як свідчення того, що спіральні туманності не можуть бути схожими на Чумацький Шлях[9]. Кертіс не висловлювався за цим аргументом, але в той же час вказував, що спектри та показники кольору спіральних туманностей схожі на показники кольору зоряних скупчень. З цього він робив правильний висновок про те, що спіральні туманності можуть бути збільшеними версіями зоряних скупчень. Також Кертіс вірно зазначав, що «спіральні туманності» ніяк не вписуються в теорію еволюції зір і не можуть бути ані початковим етапом, ані кінцевим результатом[5].

Спостережуване обертання спіральних туманностей[ред. | ред. код]

Шеплі посилався на результати Адріана ван Маанена, який стверджував, що спостерігав обертання спіральних туманностей. За тих величин власного руху ділянок туманностей, про які заявляв ван Маанен, велика відстань до них відповідала б лінійним швидкостям, що перевищують швидкість світла, тому Шеплі робив висновок, що туманності розташовані всередині Галактики. Кертіс не довіряв цим даним, кажучи, що неможливо точно виміряти власний рух дифузних об'єктів завбільшки менше 0,1 секунди дуги на рік за менш ніж 25-річний період спостережень. Справді, виявлене обертання галактик виявилося помилковим, і Шеплі згодом зізнавався, що повірив ван Маанену через їхню дружбу[4][5].

Положення Сонця в Галактиці[ред. | ред. код]

Шеплі стверджував, що центр Галактики збігається з центром її системи кулястих зоряних скупчень — з цього випливало, що Сонячна система знаходиться на значній відстані від центру Галактики. При цьому Шеплі вважав, що Сонце знаходиться в центрі невеликої «хмари» зір у Галактиці, що створює ілюзію перебування Сонця в центрі всієї Галактики. Кертіс вважав, що Сонце знаходиться в центрі Галактики і припускав, що саме через таке положення в Чумацькому Шляху не вдається побачити спіральні рукави, існування яких Кертіс не виключав, хоч і не міг підтвердити. У цьому питанні Шеплі мав рацію, хоча він і не враховував вплив міжзоряного поглинання[5][9].

Підсумки та наслідки[ред. | ред. код]

І Шеплі, і Кертіс виявилися частково правими, але безпосередньо після закінчення диспуту кожен вважав, що переможцем у дискусії був саме він. У питаннях розмірів Галактики та положенні в ній Сонячної системи ближчим до істини виявився Шеплі, а в питаннях, пов'язаних зі спіральними туманностями, мав рацію Кертіс. Наступні, точніші вимірювання нашої Галактики показали, що її діаметр дорівнює 30 кілопарсекам, а Сонце знаходиться на відстані 8 кілопарсек від її центру. Спіральні туманності виявилися віддаленими зоряними системами, подібними до нашої Галактики — зараз вони відомі як спіральні галактики[5][12].

Незабаром після Великої диспуту астрономи переважно погодилися, що Сонце знаходиться не в центрі Галактики. Питання природи спіральних туманностей було вирішено 1925 року, коли Едвін Габбл зробив доповідь про результати спостережень цефеїд у спіральних туманностях. Наприклад, відстань до M 33 за оцінкою Габбла становила 285 кілопарсек, що значно перевищувало розміри Галактики навіть за завищеною оцінкою Шеплі. З урахуванням кутових розмірів туманностей стало ясно, що лінійні розміри цих об'єктів можна порівняти з розмірами нашої Галактики[5][6].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Robert Havey. The Great Debate. Bentley Historical Library. University of Michigan. Процитовано 20 січня 2024.
  2. ↑ а б Waller W. H. {{{Заголовок}}}. — ISBN 978-0-691-12224-3. Архівовано з джерела 21 січня 2022
  3. ↑ а б Сурдин В. Г. Галактики. — 2-е, исправленное и дополненное. — М. : Физматлит, 2017. — С. 119—125. — ISBN 978-5-9221-1726-5.
  4. ↑ а б в г Smith R. W. Beyond the Galaxy: the development of extragalactic astronomy 1885—1965 Part 1 // Journal for the History of Astronomy. — Thousand Oaks : SAGE Publishing, 2008. — Vol. 39 (2). — P. 91—119. — ISSN 0021-8286. — DOI:10.1177/002182860803900106.
  5. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х Trimble V. The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — Chicago : University of Chicago Press, 1995. — Vol. 107 (12). — P. 1133—1144. — ISSN 0004-6280. — DOI:10.1086/133671. Архівовано з джерела 1 серпня 2020.
  6. ↑ а б Ефремов Ю. Н. Млечный Путь. — Фрязино : Век 2, 2006. — С. 35—43. — ISBN 5-85099-156-5.
  7. ↑ Эдвин Хаббл открывает Вселенную. Астронет. Архів оригіналу за 28 лютого 2022. Процитовано 28 лютого 2022.
  8. ↑ а б в Hoskin M. A. The 'Great Debate': What Really Happened // Journal for the History of Astronomy. — Thousand Oaks : SAGE Publishing, 1976. — Vol. 7 (1). — P. 169—182. — ISSN 0021-8286. — DOI:10.1177/002182867600700302.
  9. ↑ а б в г д NRC Transcripts of the 'Great Debate'. APOD. Washington: NASA. Архів оригіналу за 21 березня 2022. Процитовано 4 квітня 2022.
  10. ↑ Why the 'Great Debate' Was Important. APOD. Washington: NASA. Архів оригіналу за 12 лютого 2022. Процитовано 4 квітня 2022.
  11. ↑ Russell H. N. «Giant» and «dwarf» stars / Gen. editor Arthur Stanley Eddington // The Observatory. — L., 1913. — Vol. 36 (8). — P. 324—329. — ISSN 0029-7704. Архівовано з джерела 26 березня 2019.
  12. ↑ Darling D. The Milky Way Galaxy. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 20 серпня 2021. Процитовано 10 березня 2022.

Посилання[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Великий_диспут&oldid=41812360