На протяжении всего вышеприведенного аргумента молчаливо предполагается, что различия в видимой величине среди звезд возникают главным образом из-за различий в расстоянии. На этом предположении основаны текущие доктрины относительно туманностей; и это предположение, на данный момент, допускается в каждой из вышеприведенных критических оценок. Однако с того времени, когда оно было впервые сделано сэром У. Гершелем, это предположение было чисто произвольным; и теперь оно оказывается недопустимым. Но, как ни странно, его истинность и его ложность одинаково фатальны для выводов тех, кто рассуждает по манере Гумбольдта. Заметьте альтернативы.
С одной стороны, что следует из ложности предположения? Если видимая величина звезд не обусловлена сравнительной близостью, а их последовательно меньшие размеры — их все большей и большей степенью удаленности, что становится с выводами относительно размеров нашей звездной системы и расстояний туманностей? Если, как было недавно показано, почти невидимая звезда 61 Лебедя имеет больший параллакс, чем [греч.: a] Лебедя, хотя, согласно оценке, основанной на предположении сэра У. Гершеля, она должна быть примерно в двенадцать раз дальше — если, как оказывается, существуют телескопические звезды, которые ближе к нам, чем Сириус; чего стоит вывод, что туманности очень удалены, потому что их составляющие светящиеся массы становятся видимыми только при высоких телескопических мощностях? Ясно, что если самая яркая звезда на небесах и звезда, которую нельзя увидеть невооруженным глазом, оказываются равноудаленными, относительные расстояния нельзя ни в малейшей степени вывести из относительной видимости. И если так, туманности могут быть сравнительно близкими, хотя звездочки, из которых они состоят, кажутся чрезвычайно мелкими.
С другой стороны, что следует, если допустить истинность предположения? Аргументы, используемые для оправдания этого предположения в случае звезд, в равной степени оправдывают его в случае туманностей. Нельзя утверждать, что в среднем видимые размеры звезд указывают на их расстояния, не признавая, что в среднем видимые размеры туманностей указывают на их расстояния — что, вообще говоря, большие — ближе, а меньшие — дальше. Отметьте теперь необходимый вывод относительно их разрешимости. Самые большие или ближайшие туманности будут легче всего разрешаться на звезды; последовательно меньшие будут последовательно более трудными для разрешения; а неразрешимые будут самыми маленькими. Это, однако, в точности противоположно факту. Самые большие туманности либо полностью неразрешимы, либо лишь частично разрешимы при самых высоких телескопических мощностях; в то время как большое количество совсем маленьких туманностей легко разрешается гораздо менее мощными телескопами. Инструмент, через который большая туманность в Андромеде, длиной два с половиной градуса и шириной один градус, выглядит просто как рассеянный свет, разлагает туманность диаметром пятнадцать минут на двадцать тысяч звездных точек. В то же время, когда отдельные звезды туманности диаметром восемь минут видны так ясно, что позволяют оценить их количество, туманность, покрывающая площадь в пятьсот раз большую, не показывает звезд вообще! Какое возможное объяснение этого может быть дано в рамках текущей гипотезы?
Остается еще одна трудность — та, которая, возможно, еще более очевидно фатальна, чем предыдущая. Эта трудность представлена явлениями Магеллановых облаков. Описывая большее из них, сэр Джон Гершель говорит:—
«Nubecula Major, как и Minor, состоит частично из больших участков и плохо определенных пятен неразрешимой туманности, и из туманности на каждой стадии разрешения, вплоть до идеально разрешенных звезд, как Млечный Путь, а также из регулярных и иррегулярных туманностей в собственном смысле этого слова, из шаровых скоплений на каждой стадии разрешимости, и из скоплений групп, достаточно изолированных и конденсированных, чтобы подпадать под обозначение «скоплений звезд».» — Cape Observations, стр. 146.
В своих «Очерках астрономии» сэр Джон Гершель, повторив это описание другими словами, продолжает замечать, что—
«Это сочетание характеристик, если его правильно рассмотреть, в высокой степени поучительно, давая представление о вероятном сравнительном расстоянии звезд и туманностей, и реальной яркости отдельных звезд по сравнению друг с другом. Принимая видимый полудиаметр nubecula major за три градуса и рассматривая его твердую форму, грубо говоря, как сферическую, его ближайшие и самые удаленные части различаются по своему расстоянию от нас чуть более чем на десятую часть нашего расстояния от его центра. Яркость объектов, расположенных в его более близких частях, поэтому не может быть сильно преувеличена, а яркость более удаленных — сильно ослаблена их разницей в расстоянии; однако внутри этого шарового пространства у нас собрано более шестисот звезд седьмой, восьмой, девятой и десятой величин, почти триста туманностей, и шаровых и других скоплений, всех степеней разрешимости, и бесчисленные меньшие рассеянные звезды каждой низшей величины, от десятой до таких, которые своим множеством и мелкостью составляют неразрешимую туманность, простирающуюся на участки многих квадратных градусов. Если бы был только один такой объект, можно было бы утверждать без полной невероятности, что его видимая сферичность — это только эффект сокращения перспективы, и что в действительности существует гораздо большая пропорциональная разница в расстоянии между его более близкими и более удаленными частями. Но такая корректировка, достаточно невероятная в одном случае, должна быть отвергнута как слишком невероятная для честного аргумента в двух. Следовательно, это должно быть принято как доказанный факт, что звезды седьмой или восьмой величины и неразрешимая туманность могут сосуществовать в пределах расстояния, не различающихся по пропорции более чем как девять к десяти». — Outlines of Astronomy (10-е изд.), стр. 656-57.
Это дает еще один reductio ad absurdum доктрины, с которой мы боремся. Это дает нам выбор из двух невероятностей. Если мы должны верить, что одна из этих включенных туманностей настолько удалена, что ее сто тысяч звезд выглядят как молочное пятно, невидимое невооруженным глазом; мы должны также верить, что существуют отдельные звезды настолько огромные, что, будучи удаленными на это же расстояние, они остаются видимыми. Если мы примем другую альтернативу и скажем, что многие туманности находятся не дальше, чем наши собственные звезды восьмой величины; тогда необходимо сказать, что на расстоянии не большем, чем то, на котором отдельная звезда все еще слабо видна невооруженным глазом, может существовать группа из ста тысяч звезд, которая невидима невооруженным глазом. Ни одно из этих предположений не может быть принято. Какой же тогда вывод остается? Только этот: — что туманности находятся не дальше от нас, чем части нашей собственной звездной системы, членами которой они должны считаться; и что когда они разрешимы на дискретные массы, эти массы нельзя считать звездами в каком-либо смысле, близком к обычному значению этого слова. [12]
А теперь, увидев несостоятельность этой идеи, опрометчиво принятой рядом астрономов, о том, что туманности являются чрезвычайно удаленными галактиками, давайте рассмотрим, не согласуются ли различные наблюдаемые у них явления с гипотезой развития (Небулярной гипотезой).
Предположим, имеется разреженная и широко распространенная масса туманного вещества, диаметр которой, скажем, в сто раз превышает диаметр Солнечной системы. Какие последовательные изменения могут в ней произойти? Взаимное тяготение будет сближать ее атомы или молекулы, но этому сближению будет препятствовать атомное движение, результат которого мы распознаем как отталкивание, а преодоление которого подразумевает выделение тепла. По мере того как это тепло частично уходит в результате излучения, будет происходить дальнейшее сближение, сопровождающееся дальнейшим выделением тепла, и так далее непрерывно: эти процессы происходят не отдельно, как здесь описано, а одновременно, беспрерывно и с возрастающей интенсивностью. Когда туманная масса достигает определенной стадии конденсации — когда ее внутренние атомы сблизились на определенные расстояния, выработали определенное количество тепла и подвергаются определенному взаимному давлению, — можно ожидать возникновения соединений. Независимо от того, являются ли образующиеся молекулы известными нам видами, что возможно, или же они являются видами более простыми, чем любые известные нам, что более вероятно, для аргументации это не имеет значения. Достаточно того, что молекулярные соединения, будь то между атомами одного вида или между атомами разных видов, в конечном итоге произойдут. Когда они произойдут, они будут сопровождаться внезапным и значительным выделением тепла; и до тех пор, пока этот избыток тепла не рассеется, вновь образованные молекулы будут оставаться равномерно распределенными или, так сказать, растворенными в уже существующей туманной среде.
Но что же можно ожидать в дальнейшем? Когда излучение достаточно понизит температуру, эти молекулы выпадут в осадок; и, выпав в осадок, они не останутся равномерно распределенными, а соберутся в хлопья, подобно тому как вода, выпадая из воздуха, собирается в облака. Заключив таким образом, что туманная масса со временем распадется на хлопья выпавшего в осадок более плотного вещества, плавающие в более разреженной среде, из которой они выпали, давайте спросим, какие механические результаты можно из этого вывести. Из сгруппированных тел в пустом пространстве каждое будет двигаться по линии, являющейся равнодействующей сил притяжения, оказываемых всеми остальными, изменяющейся от момента к моменту под влиянием приобретенного движения; и агрегация таких сгруппированных тел, если она в конечном итоге вообще произойдет, может быть результатом только столкновения, диссипации и формирования сопротивляющейся среды. Но для сгруппированных тел, уже погруженных в сопротивляющуюся среду, и особенно если такие тела обладают малой плотностью, как те, что мы рассматриваем, процесс концентрации начнется немедленно: этому способствуют два фактора. Описанные хлопья, неправильные по своей форме и представляющие, как это должно быть почти во всех случаях, несимметричные грани по отношению к линиям своего движения, будут отклоняться от тех курсов, которые взаимное тяготение, если бы ему не мешали, создало бы между ними; и это будет препятствовать тому уравновешиванию движений, которое предполагает постоянство скопления. Если сказать, а это можно справедливо сказать, что это слишком ничтожная причина нарушения, чтобы произвести большой эффект, то тогда возникает более важная причина, с которой она взаимодействует. Среда, из которой выпали хлопья и через которую они движутся, должна под действием гравитации стать более плотной в своих центральных частях, чем в периферийных. Следовательно, хлопья, ни одно из которых не движется по прямой линии к общему центру тяжести, а имеет курсы, отклоняющиеся в ту или иную сторону от него (в малой степени по только что указанной причине, и в гораздо большей степени под действием сил притяжения других хлопьев), при движении к центральной области будут встречать большее сопротивление на своих внутренних сторонах, чем на внешних; и таким образом будут отклоняться наружу от своих курсов больше, чем они отклонялись бы в противном случае. Отсюда возникает тенденция, которая, помимо других тенденций, заставит их по отдельности проходить с той или иной стороны от центра тяжести и, приближаясь к нему, приобретать все более тангенциальные движения. Заметьте, однако, что их соответствующие движения будут отклоняться не в одну сторону от общего центра тяжести, а в разные стороны. Как же тогда может возникнуть движение, общее для них всех? Очень просто. Каждое хлопье, описывая свой путь, должно сообщать движение среде, через которую оно движется. Но вероятности того, что все соответствующие движения, таким образом сообщенные этой среде, точно уравновесят друг друга, бесконечно малы. А если они не уравновешивают друг друга, результатом должно быть вращение всей массы среды в одном направлении. Но преобладающий импульс в одном направлении, вызвав вращение среды в этом направлении, должен в свою очередь постепенно остановить те хлопья, которые движутся в противоположном направлении, и сообщить им свое собственное движение; и таким образом в конечном итоге сформируется вращающаяся среда с взвешенными хлопьями, участвующими в ее движении, в то время как они движутся по сходящимся спиралям к общему центру тяжести.
Прежде чем сравнивать эти выводы с фактами, давайте продолжим рассуждение немного дальше и пронаблюдаем некоторые подчиненные действия. Соответствующие хлопья должны притягиваться не только к их общему центру тяжести, но и к соседним хлопьям. Следовательно, все скопление хлопьев распадется на группы: каждая группа концентрируется к своему локальному центру тяжести и при этом приобретает вихревое движение, подобное тому, которое впоследствии приобретает вся туманность. В зависимости от обстоятельств, и главным образом от размера первоначальной туманной массы, этот процесс локальной агрегации приведет к различным результатам. Если вся туманность невелика, локальные группы хлопьев могут быть притянуты к общему центру тяжести до того, как их составляющие массы сольются друг с другом. В более крупной туманности эти локальные агрегации могли сконцентрироваться во вращающиеся сфероиды пара, в то время как они еще лишь незначительно приблизились к общему фокусу системы. В еще более крупной туманности, где локальные агрегации одновременно больше и дальше от общего центра тяжести, они могли сконденсироваться в массы расплавленного вещества до того, как их общее распределение значительно изменилось. Короче говоря, поскольку условия в каждом случае определяют это, образовавшиеся дискретные массы могут бесконечно варьироваться по количеству, размеру, плотности, движению и распределению.
А теперь вернемся к видимым характеристикам туманностей, наблюдаемым в современные телескопы. Возьмем сначала описание тех туманностей, которые, согласно гипотезе, должны находиться на ранней стадии эволюции.
Среди «неправильных туманностей», — говорит сэр Джон Гершель, — «можно включить все те, которые, при отсутствии полной, а в большинстве случаев даже частичной разрешимости с помощью 20-футового рефлектора, сочетают в себе такое отклонение от круговой или эллиптической формы или такое отсутствие симметрии (с этой формой), что исключает их отнесение к классу 1, или классу регулярных туманностей. Этот второй класс включает многие из самых замечательных и интересных объектов на небе, а также наиболее обширные по занимаемой ими площади».
И, ссылаясь на этот же порядок объектов, М. Араго говорит: «Формы очень больших диффузных туманностей, по-видимому, не поддаются определению; у них нет правильных очертаний».
Это сосуществование обширности, неправильности и неопределенности очертаний с неразрешимостью чрезвычайно показательно. Тот факт, что самые большие туманности либо неразрешимы, либо очень трудноразрешимы, можно было предположить априорно; видя, что неразрешимость, подразумевающая, что агрегация выпавшего в осадок вещества продвинулась лишь в малой степени, будет обнаружена в туманностях с широким распространением. Опять же, неправильность этих больших, неразрешимых туманностей также можно было ожидать; видя, что их очертания, сравниваемые Араго с «фантастическими фигурами, которые характеризуют облака, уносимые и разбрасываемые сильными и часто встречными ветрами», столь же характерны для массы, еще не собранной взаимным притяжением ее частей. И еще раз, тот факт, что эти большие, неправильные, неразрешимые туманности имеют неопределенные очертания — очертания, которые незаметно растворяются в окружающей темноте, — имеет тот же смысл.
Говоря в общем (и, конечно, различия в расстоянии исключают что-либо, кроме усредненных утверждений), спиральные туманности меньше неправильных туманностей и более разрешимы; в то же время они не такие маленькие, как регулярные туманности, и не такие разрешимые. Это так, как, согласно гипотезе, и должно быть. Степень конденсации, вызывающая спиральное движение, — это степень конденсации, также подразумевающая массы хлопьев, которые крупнее, а следовательно, более заметны, чем те, что существуют на более ранней стадии. Более того, формы этих спиральных туманностей вполне гармонируют с данным объяснением. Кривые светящегося вещества, которые они демонстрируют, — это не те кривые, которые описывались бы дискретными массами, начинающими движение из состояния покоя и движущимися через сопротивляющуюся среду к общему центру тяжести; но они таковы, какими их описывали бы массы, движения которых изменены вращением среды.
В центре спиральной туманности видна масса, более светящаяся и более разрешимая, чем остальные. Предположим, что со временем все спиральные полосы светящегося вещества, которые сходятся к этому центру, втягиваются в него, как они и должны быть; предположим далее, что хлопья или другие дискретные части, составляющие эти светящиеся полосы, агрегируют в более крупные массы в то же время, когда они приближаются к центральной группе, и что массы, образующие эту центральную группу, также агрегируют в более крупные массы; и в конечном итоге получится скопление таких более крупных масс, которое будет сравнительно легко разрешимо. И по мере того, как слияние и концентрация продолжаются, составляющие массы постепенно становятся меньше по количеству, крупнее, ярче и плотнее собранными вокруг общего центра тяжести. Посмотрите теперь, как полностью этот вывод согласуется с наблюдениями. «Круглая форма — это та, которая наиболее часто характеризует разрешимые туманности», — пишет Араго. Разрешимые туманности, говорит сэр Джон Гершель, «почти повсеместно круглые или овальные». Более того, центр каждой группы обычно демонстрирует более тесное скопление составляющих масс, чем внешние части; и показано, что согласно закону гравитации, который, как мы теперь знаем, распространяется на звезды, это распределение не является состоянием равновесия, а подразумевает прогрессирующую концентрацию. В то время как, точно так же, как мы сделали вывод, что в зависимости от обстоятельств степень, до которой дошла агрегация, должна варьироваться; так мы обнаруживаем, что, по сути, существуют регулярные туманности всех степеней разрешимости, от тех, которые состоят из бесчисленных крошечных масс, до тех, в которых их количество меньше, а размеры больше, и до тех, в которых есть несколько крупных тел, достойных называться звездами.