Книга -

Внегалактические туманности превратились в объект, достойный специального изучения. Теперь их разыскивали систематически. В свое время уже Пиккерпнг на Гарвардской обсерватории получил прекрасные большие пластинки широких областей неба с длительной экспозицией. С тех пор как Шепли стал директором этой обсерватории в 1921 г., эти пластинки были тщательно исследованы с целью разыскать слабые туманности, едва отличимые от звездочек тринадцатой — шестнадцатой величин. Выявлялись галактики, удаленные от нас на расстояния в 20, 30 и 50 мпллио- пов парсек. Систематическое исследование GO 000 наиболее слабых туманностей, выполненное Хабблом на Маунт Вилсон, уже упоминалось.

Так, исследованное астронойиен мировое пространство чрезвычайно расширилось. Число галактик в этом пространстве можно было оценить в сотни тысяч и миллионы. Iifeiiли говорил о «галактике галактик». Однако опи не были беспорядочно разбросаны. Оказалось, что большинство их собиралось в скопления и группы скоплений, расположенные близко друг от друга. У северного полюса Галактики, в созвездии Волос Вероники и Девы, находилось уже давно известное плотное скопление ярких спиральных туманностей. Группы из сотен тесных небольших туманностей все чаще обнаруживались в различных областях неба. Внутри каждой группы встречались различия в размерах туманностей. Шепли нашел, что наша собственная система Млечного Пути, наша Галактика принадлежала к самым большим. Можно было сделать заключенно о «функции светимости» для группы туманностей, которые опять могли служить для определения расстояния каждой группы. Очевидно, что в этом огромном мпре также была какая-то своя структура.

Теперь возникает вопрос: можем ли мы идти пеограпиченно этим путем? В бесконечном пространстве 50 миллионов парсек в принципе пе очень сильно отличаются от одного парсека или от 1 см. Но действительно ли пространство бесконечно? С момента рассмотрения геометрии невклидова пространства Гауссом в начале XIX в. и Риманом (около 1854 г.) естествоиспытатели все больше и больше приходили к убеждению, что у нас нет уверенности в абсолютной применимости геометрических теорем Евклида для нашего мирового пространства². Возможны небольшие отклонения в соответствии с геометрией Римана, в которой углы треугольника в сумме несколько больше 180°, две параллельные линии должны пересекаться на конечном расстоянии, а пространство хотя и неограниченно, но не бесконечно. Все это лучше всего устанавливалось по аналогии с двумя измерениями, когда геометрия плоской поверхности заменялась геометрией сферической поверхности. Вводилось понятие «кривизны пространства»; если она мала, то отклонения от евклидова пространства будут заметны только на больших !расстояниях. Размеры нашей 'Галактики так малы, что различие между обеими геометриями не должно быть заметно. Однако система галактик, в тысячи раз большая, давала возможность натолкнуться на симптомы такого «искривления» нашего пространства.