Превел от руски Никола Николов
През 1965 г. много се учудих, когато на снимка на областта в съзвездието Орион, публикувана в списанието „Земля и Вселенная“, не видях знаменитата тъмна мъглявина Конска глава. Тази снимка бе илюстрация към една моя статия и бе репродукция на плака, получена с 40-сантиметров астрограф, на която мъглявината, се виждаше великолепно. Оказа се, художникът решил, че на небето не може да има толкова черни области и при това е такава чудновата форма, и при ретуша махнал нещастната мъглявина. До началото на XX в. много астрономи също не вярваха в съществуването на тъмни мъглявини: тъмните празнини на фона на Млечния път изглеждали като дупки, области, лишени от звезди, и на настойчивите посетители на обсерваториите, желаещи да видят „безкрайното световно пространство“, показвали именно такива области. Сега знаем, че тъкмо в тях не се вижда нищо на разстояние, по-голямо от няколко стотин парсека. Това са огромни облаци от прах, преграждащи по-далечните звезди. Плътността на тъмните мъглявини и разстоянието до тях може да се определят, като се сравни броят на звездите, видими на фона на мъглявината, с броя в област до нея; често в съседство се виждат ярки мъглявини, които се оказват част от същия прахов облак, която е осветена от близка ярка звезда.
Макар че съществуването на тъмни мъглявини показваше, че в космическото пространство има поглъщащ светлината прах, до 1930 г. болшинството от астрономите смятаха, че в свободните от такива мъглявини области междузвездното пространство е прозрачно. Само историята, свързана с установяване на природата на спиралните мъглявини, може да съперничи по изобилието на поучителни заблуждения с историята на откриването на междузвездното поглъщане на светлината. И макар че и в двата случая съвършено правилни съображения са изказвани още през XVIII в., истината е била окончателно установена едва преди около 50 години. За първи път се е опитал да даде количествена оценка на големината на поглъщането на светлината В. Струве. Той изхождал от това, че данните от преброяванията на звездите в избрани области на небето на У. Хершел показват намаляване на броя на звездите в единица обем с отдалечаването от Слънцето. Вероятността Слънцето да бъде в центъра на системата на Млечния пьт е нищожна (но се е смятало, че е така до работите на Шепли) и, изглежда, може да се допусне, че блясъкът на далечните звезди и техният брой са намалени поради поглъщане. Обаче видимото намаляване на звездната плътност с отдалечаване от Слънцето може да се обясни и с това, че един от постулатите на Хершел — че звездите имат еднаква светимост — не е верен. В същност на големи разстояния ние виждаме само звезди с висока светимост — гиганти и свръх гиганти, които са много по-малко от обикновените звезди. Тази история се повтаряше многократно — това, което се приемаше за поглъщане, можеше да се обясни и без него. През 1895 г. Я. Каптейн получи, че звездите в ивицата на Млечния път са средно по-сини в сравнение с тези, които са далеч от нея, на големи галактични ширини. Заключението му беше, че поглъщането на светлината е по-голямо извън Млечния път. (Да напомним, че поглъщането довежда и до намаляване на блясъка, и до по-червеняване на звездите подобно на това, както почервенява и потъмнява залязващото Слънце поради преминаване на неговата светлина през все по-дебел слой от въздух и прах.) Този извод не е верен; всичко се обяснява просто с това, че в Млечния път има повече горещи сини звезди. През 1909 г. Каптейн откри, че сред звездите от един и същи спектрален клас По-сините звезди имат по-голямо собствено движение и следователно са по-близки. По-далечните звезди пак се оказали по-червени. Обаче, тъй като видимите величини на звездите у всяка една група на Каптейн били подобни, неговите далечни звезди били гиганти. А през 1914 г. Адъмз и Колшютер установиха, че гигантите са по-червени в сравнение с джуджетата от един и същи спектрален клас. Това се обяснява с разликата в плътността на тяхната атмосфера: една и съща степен на йонизация, при която имаме еднакъв вид на спектъра, в по-плътните атмосфери на джуджетата се достига при по-високи температури. Отново поглъщането се оказа излишно. И най-после, като се започне от 1915 г., X. Шепли все повече се убеждава, че в далечните и даже в много далечните кълбовидни купове има много сини звезди и че поглъщането в посока към тях е нищожно малко. Не е чудно, че отношението на астрономите към междузвездното вещество бе скептично; всички разбираха колко важни последствия може да има поглъщането на светлината в пространството, но доказателства за неговото съществуване нямаше. По думите на Артър Едингтън в това отношение астрономите напомняха онези гости, които отказват да спят в стаята, в която се появяват призраци, и казват: ние не вярваме в привидения, но се страхуваме от тях! Така продължаваше до 1930 г., когато Р. Трюмплер публикува някои резултати от изследванията си върху разсеяните купове. Той построил диаграмите «спектър — величина» за няколко десетки купа и чрез съвпадане на техните главни последователности определил разстоянията до куповете. Също така той класифицирал куповете по вида на тяхната диаграма, по броя на звездите и степента на тяхната концентрация към центъра. И се оказало, че линейните диаметри на куповете от един от неговите класове., които било естествено да се смятат за еднакви, стават систематично по-големи и по-големи с увеличаване на разстоянието. Трюмплер не повярвал, че тази зависимост е реална, и стигнал до заключението, че получените по диаграмата „спектър — величина“ разстояния са систематично завишени, и то толкова повече, колкото купът е по-далеч и че причината за това е поглъщането на светлината. И наистина от съвпадането на диаграмите се получава модулът на разстоянието m — М, а ако видимите величини m са отслабени от поглъщането, то разстоянията се получават още по-големи. Трюмплер стигнал до заключението, че междузвездното вещество представлява тънък слой около равнината на Млечния път, така че поглъщането почти не влияе на кълбовидните купове, които са разположени далеч от тази равнина. Той отбелязал, че плътността на този слой от прах не е равномерна, но че средно поглъщането расте с разстоянието. Това опровергавало възможността поглъщащото светлината вещество да се намира в границите на куповете.
Влиянието на поглъщането върху оценките на разстоянията може да бъде много голямо; едно разстояние, което е в действителност хиляди парсека, ако не се вземе под внимание поглъщането, може да бъде получено равно на десетки хиляди парсека! След излизане на работите на Трюмплер борбата с поглъщането на светлината представлява едва ли не главното съдържание на работата по определяне скалата на разстоянията във Вселената. Тези методи не предизвикват съмнения (определяне на цветовите ексцеси); поне що се отнася до звездите от главната последователност, истинските, т. е. неизопачени от поглъщането цветови индекси са известни с точност, не по-малка от ± 0m, 01 — 0m, 02. Но пък преминаването от цветови ексцес ЕB_V към пълно поглъщане АV напоследък предизвиква съмнения. Харолд Джонсън смята, че общоприетата досега стойност на коефициента γ = 3 във формулата АV = ЕB_V е само Минималната величина и единна стойност γ = 3 за цялото небе няма; тя се изменя от 3,6 до 6,1, а в отделни области може да бъде и по-голяма. Това може да бъде свързано с различията между характеристиките на частиците от прах в междузвездната среда. Тази неопределеност е крайно неприятна. Нима греши Айнщайн, като казва, че господ е не само дребнав, но и злонамерен. . . Валтер Бааде казва, че ако той е знаел, че не съществува единен за всички области от небето коефициент на преминаване от селективно към пълно поглъщане, той нямало да започне да се занимава с астрономия. И наистина, ако поглъщането е голямо, неточността на този коефициент може няколко пъти да промени разстоянието до един куп. Обаче през последно време в почти всяка статия, в която се засяга тази проблема, се прави извод, че с изключение може би на дветри области коефициентът е постоянен и е равен на 3,0 — 3,5. Ако обаче оптимизмът на болшинството се окаже неоправдан, то разстоянията до разсеяните купове и следователно цялата скала на разстоянията ще трябва да се свият с 25 —30%. Ще се измени и нашата представа за положенията на спиралните ръкави на Галактиката в близката околност на Слънцето, тъй като те се определят по младите купове. Увеличение на стойността на коефициента се наблюдава понякога само в околностите на горещи звезди, където характеристиките на частиците от междузвездния прах са променени под влияние на тяхното излъчване. Освен това се наблюдава слаба зависимост на γ от галактичната дължина за сравнително близките звезди, което е свързано с изменение на свойствата на праховите частици вътре в границите на Местната система
