Marea Dezbatere este o discuție din istoria astronomiei care a avut loc în 1920. Marea dezbatere a fost despre parametrii galaxiei noastre și natura „nebuloaselor spirale” cunoscute acum sub numele de galaxii spirale . A prezentat Harlow Shapley și Geber Curtis .
Au existat multe discrepanțe între Shapley și Curtis, imaginile vederii generale asupra Universului în modelele lui Shapley și Curtis erau diferite. În modelul lui Shapley, galaxia noastră avea o dimensiune mare, Soarele a fost îndepărtat din centrul său, iar nebuloasele spirale se aflau în interiorul lui și erau doar nori de gaz, în timp ce Shapley nu excludea că alte galaxii ar putea exista dincolo de vizibilitatea instrumentelor moderne. În modelul lui Curtis, Soarele se afla în centrul unei galaxii relativ mici, iar nebuloasele spirale erau sisteme stelare precum galaxia noastră.
Ambii participanți la Marea Disputa s-au dovedit a avea parțial dreptate. Deci, în chestiunile legate de dimensiunea galaxiei și poziția Sistemului Solar în ea, Shapley s-a dovedit a fi mai aproape de adevăr, iar în chestiunile legate de nebuloasele spirale, Curtis avea dreptate. Măsurătorile ulterioare, mai precise ale galaxiei noastre au arătat că diametrul său este de 30 de kiloparsec, iar Soarele se află la o distanță de 8 kiloparsec de centrul său. Nebuloasele spirale s-au dovedit a fi sisteme stelare îndepărtate similare cu galaxia noastră.
La începutul secolului al XX-lea, concepția greșită comună era că Soarele se afla în centrul Căii Lactee sau aproape . Diferiți astronomi, începând cu William Herschel , au folosit metoda numărării stelelor și au primit un astfel de rezultat datorită absorbției interstelare a luminii , care a creat iluzia celei mai mari concentrații de stele în apropierea Soarelui. Dimensiunea galaxiei, de exemplu, conform rezultatelor din 1910 ale lui Karl Schwarzschild , a fost de 10 kiloparsecs . În 1917, Harlow Shapley , măsurând distanțele până la grupurile de stele globulare și investigând distribuția lor pe cer, a determinat dimensiunea galaxiei la 100 kiloparsecs, iar distanța de la Soare la centrul său ca 13 kiloparsecs. Deși ambele valori s-au dovedit a fi supraestimate, Shapley a fost primul care a arătat că Soarele este departe de centrul galaxiei noastre [1] [2] , dar această idee nu a devenit imediat acceptată în general [3] . Ulterior, Shapley și-a rafinat estimarea [4] .
În plus, la acea vreme nu se știa încă dacă „nebuloasele spirale”, cunoscute acum sub numele de galaxii spirale , erau obiecte din galaxia noastră sau dacă erau sisteme stelare îndepărtate. Ipoteza că unele nebuloase sunt sisteme stelare îndepărtate a apărut încă din secolul al XVIII-lea, iar opinia generală a astronomilor cu privire la această problemă s-a schimbat de multe ori: practic nu existau date despre distanța până la nebuloase [3] [5] .
În 1919, George Ellery Hale a decis să organizeze o discuție despre dimensiunea universului. A avut loc pe 26 aprilie 1920 la Academia Națională de Științe din SUA , la Washington . Vorbitorii la acesta au fost astronomii Harlow Shapley de la Observatorul Mount Wilson și Geber Curtis de la Observatorul Lick : fiecare dintre ei a susținut o prelegere în care și-a exprimat punctul de vedere asupra mărimii Universului și a parametrilor galaxiei noastre. Discuția s-a numit The Scale of the Universe , dar mai târziu i s-a atribuit numele de Marea Dezbatere [ 4 ] [ 6] [7] .
Shapley și Curtis nu au fost de acord cu multe aspecte separate legate de dimensiunea galaxiei noastre și poziția sistemului solar în ea , precum și dacă „ nebuloasele spirale ” aparțin galaxiei noastre sau sunt obiecte separate. Drept urmare, imaginile aspectului general al Universului în modelele lui Shapley și Curtis au diferit semnificativ. În modelul Shapley, galaxia noastră avea o dimensiune destul de mare - cel puțin 60 de kiloparsecs, iar Soarele era la 20 de kiloparsecs distanță de centrul său. Nebuloasele spirale erau situate în interiorul galaxiei noastre și erau doar nori de gaz, în timp ce Shapley nu exclude că alte galaxii ar putea exista dincolo de vizibilitatea instrumentelor moderne [8] . În modelul lui Curtis, Soarele se afla în centrul unei galaxii relativ mici de 10 kiloparsec, iar nebuloasele spiralate erau sisteme stelare similare cu galaxia noastră [4] [9] .
Pentru a măsura distanța până la grupurile de stele globulare , Shapley a folosit perioada de dependență-luminozitate pentru Cefeide , găsită din observațiile stelelor de acest tip din Norii Magellanic . Punctul zero al acestei dependențe Shapley a determinat de Cefeide în discul Căii Lactee, distanța până la care a măsurat folosind paralaxe anuale . El a observat, de asemenea, că „cefeidele clusterelor globulare”, cunoscute acum sub numele de variabile RR Lyrae , nu ar trebui folosite pentru calibrarea punctului zero. Curtis credea că dependența perioadei și a luminozității pentru Cefeidele galaxiei noastre nu a fost cel puțin dovedită, deoarece au fost colectate prea puține date [4] .
Shapley s-a dovedit a avea dreptate că cefeidele sunt indicatori buni ai distanței în general, iar relația perioadă-luminozitate pentru ele în Calea Lactee a apărut mai târziu. Totuși, punctul zero a fost ales incorect, cu o eroare de aproximativ un ordin de mărime, ceea ce a dus la o supraestimare de trei ori a dimensiunii Galaxiei [1] . Curtis avea dreptate cu privire la lipsa datelor [4] .
Stele în clustere globulareShapley credea că stelele de tipuri spectrale F , G și K , pe care le-a observat în clustere de stele globulare, sunt similare cu stelele gigantice observate în vecinătatea Soarelui, iar magnitudinea absolută a celor mai strălucitoare stele din clustere este în medie de la -1,5 la − 2m . _ Aceste magnitudini au fost în concordanță cu distanțele tipice ale clusterelor de 10-30 kiloparsecs . Shapley a dat mai multe argumente: astfel de stele sunt comparabile cu stelele din clasa spectrală B în luminozitate și, în consecință, în luminozitate - mărimea absolută a acesteia din urmă era cunoscută și aproape de 0 m . De asemenea, spectrele stelelor din clasa F-K din clustere erau apropiate de spectrele stelelor gigantice. Shapley a mai subliniat că în alte sisteme stelare luminozitatea celor mai strălucitoare stele este aproximativ aceeași ca în estimarea sa pentru clusterele globulare [8] . În plus, Shapley s-a bazat pe ideile de atunci despre evoluția stelelor , conform cărora stelele gigantice se contractă și se încălzesc mai întâi, devin stele pitice și încep să se răcească, astfel încât parametrii stelelor gigantice au fost determinați. Shapley a susținut că numai distanțe mari până la clusterele globulare erau în concordanță cu această teorie [4] [7] [10] .
Curtis a susținut că stelele din aceste clase spectrale aveau o luminozitate comparabilă cu cea a stelelor pitice din apropierea Soarelui. În acest caz, distanțele până la clustere ar fi de 1-2 kiloparsecs. Curtis a argumentat acest lucru prin faptul că în vecinătatea Soarelui magnitudinea stelară absolută a stelelor din clasa F–K a fost în medie de +4 m și a remarcat că proporția de stele gigantice dintre toate stelele este foarte mică. În plus, Curtis a subliniat o discrepanță în argumentele lui Shapley: în vecinătatea Soarelui, cele mai strălucitoare stele albastre erau mai strălucitoare decât cele mai strălucitoare roșii, iar în grupuri, conform lui Shapley, situația era inversă [4] [7] [8] .
În general, Shapley s-a dovedit a fi chiar aici: cu nivelul de tehnologie de observație din acea vreme, era imposibil să vezi stele pitice în grupuri. Cu toate acestea, observația lui Curtis despre luminozitatea stelelor albastre și roșii a fost corectă și a găsit o explicație abia după ce Walter Baade a descoperit existența a două populații stelare . În plus, ideile despre evoluția stelelor, pe care s-a bazat Shapley, sunt acum respinse [4] .
Măsurarea distanțelor față de spectrele stelelorShapley credea că luminozitatea stelelor poate fi estimată din forma spectrelor lorși, prin urmare, măsurați distanțele până la acestea. Curtis a susținut că această metodă poate fi folosită doar pentru stelele aflate la distanțe mai mici de 100 de parsecs, unde au fost calibrate. În acest punct, Shapley avea în general dreptate [4] .
Metoda de numărare a stelelorCurtis a susținut că rezultatele aplicării metodei numărării stelare indică în mod direct dimensiunea mică a galaxiei noastre. El credea că absorbția interstelară nu distorsionează în niciun fel aceste rezultate, deoarece, în opinia sa, praful din Galaxie se afla în afara discului stelar. Shapley nu a comentat această problemă, deoarece metoda sa de măsurare a distanțelor era asociată cu clusterele globulare, dar credea că extincția interstelară nu a existat deloc sau că este neglijabilă. De fapt, absorbția interstelară este prezentă și în disc, ceea ce a fost confirmat de Robert Julius Trumpler în 1930 [2] [4] .
Pe baza observațiilor de noi stele din Calea Lactee și din nebuloasele spirale, Shapley a susținut că acestea din urmă nu pot fi în afara galaxiei noastre, deoarece luminozitatea noilor stele din ele la luminozitatea observată ar fi prea mare. Curtis a sugerat că novele ar putea fi împărțite în două tipuri cu luminozități diferite: el a remarcat că unele „nove” erau semnificativ mai strălucitoare decât altele, cum ar fi nova Tycho Brahe în comparație cu alte nova din galaxia noastră sau S Andromedae în comparație cu altele. galaxia Andromeda , așa că găsirea nebuloaselor spiralate în afara galaxiei noastre ar deveni posibilă. Curtis s-a dovedit a avea dreptate: clasa de obiecte pe care a etichetat-o drept stele noi mai strălucitoare sunt acum cunoscute sub numele de supernove [4] .
Shapley a propus, de asemenea, un mecanism incorect pentru izbucnirile de nova: el credea că izbucnirile de stele noi apar atunci când o stea intră într-o nebuloasă și este înconjurată de materia ei. Shapley a arătat că un astfel de model explică mai multe izbucniri de stele noi pe an în Galaxie, dar Curtis a infirmat această teorie, arătând că în modelul lui Shapley din galaxia Andromeda, datorită unui astfel de mecanism, stele noi ar putea izbucni o dată la 500 de ani, în timp ce mai multe astfel de izbucniri au fost deja descoperite de 20 de ani [4] .
Distribuția nebuloaselor spiralate pe cerAmbii participanți la discuție știau că nebuloasele spirale nu sunt observate în apropierea planului galaxiei . În modelul lui Shapley, care presupunea că nebuloasele spirale se află în galaxia noastră, aceasta nu a fost o problemă: absența lor în planul galaxiei nu a ridicat mai multe întrebări decât, de exemplu, concentrația de stele OB în acest plan . Modelul lui Curtis a sugerat că nebuloasele spirale sunt obiecte externe, așa că evitarea planului galactic a necesitat o explicație. Curtis însuși credea că acest lucru ar putea fi cauzat de prezența prafului în jurul discului Căii Lactee, care absoarbe lumina. Această explicație s-a dovedit a fi corectă, deși în realitate praful nu înconjoară discul Galaxiei, ci se află în el [4] .
Viteze radiale mari ale nebuloaselor spiralatePână la Marea Dezbatere, se știa că nebuloasele spirale au viteze radiale foarte mari , mult mai mari decât vitezele radiale ale stelelor. Shapley, în cadrul modelului său, le-a explicat prin presiunea radiației din Calea Lactee, dar ulterior s-a demonstrat că presiunea radiației era complet insuficientă pentru a dispersa nebuloasele la astfel de viteze. Curtis nu a oferit un mecanism specific în modelul său, ci doar a presupus că vitezele radiale mari sunt o proprietate intrinsecă a nebuloaselor. Ulterior s-a demonstrat că vitezele radiale ale galaxiilor se datorează expansiunii Universului [3] [4] .
Parametrii nebuloaselor spiralateShapley a observat că distribuția luminozității suprafeței și a indicilor de culoare în nebuloasele spiralate diferă de cea din Calea Lactee, iar luminozitatea suprafeței din centrul nebuloaselor este mult mai mare decât în orice punct al Calei Lactee. Această observație a fost corectă, dar Shapley, ignorând extincția interstelară, a interpretat-o în mod eronat ca o dovadă că nebuloasele spiralate nu ar putea fi ca Calea Lactee [8] . Curtis nu a comentat acest argument, dar în același timp a subliniat că spectrele și indicii de culoare ai nebuloaselor spiralate sunt similare cu cele ale clusterelor de stele. Din aceasta el a dedus corect că nebuloasele spiralate ar putea fi grupuri mai mari de stele. Curtis a remarcat, de asemenea, corect că „nebuloasele spirale” nu se încadrează în nici un fel în teoria evoluției stelare și nu pot fi nici stadiul inițial, nici rezultatul final [4] .
Rotația observată a nebuloaselor spiralateShapley s-a referit la rezultatele lui Adrian van Maanen , care a susținut că a observat rotația nebuloaselor spiralate. Având în vedere magnitudinea mișcării adecvate a secțiunilor de nebuloasă pe care o susținea van Maanen, o distanță mare până la acestea ar corespunde unor viteze liniare care depășesc viteza luminii , așa că Shapley a concluzionat că nebuloasele sunt situate în interiorul galaxiei. Curtis nu a avut încredere în date, spunând că nu a fost posibil să se măsoare cu precizie mișcarea corectă a obiectelor difuze cu mai puțin de 0,1 secunde de arc pe an în mai puțin de 25 de ani de observații. Într-adevăr, rotația descoperită a galaxiilor s-a dovedit a fi eronată, iar Shapley a recunoscut ulterior că l-a crezut pe van Maanen din cauza prieteniei lor [3] [4] .
Shapley a susținut că centrul galaxiei coincide cu centrul sistemului său de clustere de stele globulare - de aici rezultă că sistemul solar se află la o distanță considerabilă de centrul galaxiei. În același timp, Shapley credea că Soarele se află în centrul unui mic „nor” de stele din Galaxie, ceea ce creează iluzia că Soarele se află în centrul întregii Galaxii. Curtis, pe de altă parte, credea că Soarele se află în centrul galaxiei și presupunea că tocmai din cauza acestei poziții în Calea Lactee nu era posibil să se vadă brațe spiralate , a căror existență Curtis nu a exclus-o. , deși nu a putut confirma. În această chestiune, Shapley s-a dovedit a avea dreptate, deși nu a ținut cont de influența extincției interstelare [4] [8] .
Ambii participanți la Marea Dezbatere s-au dovedit a avea parțial dreptate, dar imediat după încheierea acesteia, fiecare a crezut că este câștigătorul discuției. Deci, în chestiunile legate de dimensiunea galaxiei și poziția Sistemului Solar în ea, Shapley s-a dovedit a fi mai aproape de adevăr, iar în chestiunile legate de nebuloasele spirale, Curtis avea dreptate. Măsurătorile ulterioare, mai precise ale galaxiei noastre au arătat că diametrul său este de 30 de kiloparsec, iar Soarele se află la o distanță de 8 kiloparsec de centrul său. Nebuloasele spirale s-au dovedit a fi sisteme stelare îndepărtate similare cu propria noastră galaxie - acum sunt cunoscute ca galaxii spirale [4] [11] .
La scurt timp după Marea Dezbatere, astronomii au fost practic de acord că Soarele nu se află în centrul galaxiei. Problema naturii nebuloaselor spiralate a fost rezolvată în 1925, când Edwin Hubble a citit un raport despre rezultatele observațiilor cefeidelor în nebuloasele spirale. De exemplu, distanța până la M 33 , conform estimării lui Hubble, a fost de 285 kiloparsecs, ceea ce a depășit semnificativ dimensiunea galaxiei chiar și conform estimării supraestimate a lui Shapley. Luând în considerare dimensiunile unghiulare ale nebuloaselor, a devenit clar că dimensiunile liniare ale acestor obiecte sunt comparabile cu dimensiunile galaxiei noastre [4] [5] .