Suuri keskustelu on keskustelu tähtitieteen historiasta, joka käytiin vuonna 1920. Suuri keskustelu koski galaksimme parametreja ja "spiraalisumujen", jotka nyt tunnetaan spiraaligalakseina , luonteesta . Siinä esiintyivät Harlow Shapley ja Geber Curtis .
Shapleyn ja Curtisin välillä oli monia eroja, kuvat universumin yleiskuvasta Shapleyn ja Curtisin malleissa olivat erilaisia. Shapleyn mallissa galaksimme oli suuri, Aurinko poistettiin keskustastaan ja spiraalisumut olivat sen sisällä ja olivat vain kaasupilviä, kun taas Shapley ei sulkenut pois sitä, että muita galakseja voisi olla olemassa nykyaikaisten instrumenttien ulkopuolella. Curtisin mallissa Aurinko oli suhteellisen pienen galaksin keskellä, ja spiraalisumut olivat galaksimme kaltaisia tähtijärjestelmiä.
Molemmat Suuren Kiistan osallistujat osoittautuivat osittain oikeassa. Joten galaksin koosta ja aurinkokunnan sijainnista siinä Shapley osoittautui lähempänä totuutta, ja spiraalisumuihin liittyvissä asioissa Curtis oli oikeassa. Myöhemmät galaksimme tarkemmat mittaukset osoittivat, että sen halkaisija on 30 kiloparsekkia ja Aurinko on 8 kiloparsekin etäisyydellä sen keskustasta. Spiraalisumut osoittautuivat kaukaisiksi tähtijärjestelmiksi, jotka ovat samanlaisia kuin galaksimme.
1900-luvun alussa yleinen väärinkäsitys oli, että Aurinko oli Linnunradan keskustassa tai lähellä sitä. Useat tähtitieteilijät William Herschelista alkaen käyttivät tähtien laskentamenetelmää ja saivat tällaisen tuloksen tähtienvälisen valon absorption vuoksi , mikä loi illuusion tähtien suurimmasta pitoisuudesta lähellä aurinkoa. Esimerkiksi galaksin koko oli Karl Schwarzschildin vuoden 1910 tulosten mukaan 10 kiloparsekkia . Vuonna 1917 Harlow Shapley mittasi etäisyyksiä pallomaisiin tähtijoukkoihin ja tutki niiden jakautumista taivaalla, ja määritti galaksin koon 100 kiloparsekiksi ja etäisyydeksi Auringosta sen keskustaan 13 kiloparsekiksi. Vaikka molemmat arvot osoittautuivat yliarvioituiksi, Shapley osoitti ensimmäisenä, että aurinko on kaukana galaksimme keskipisteestä [1] [2] , mutta tämä ajatus ei heti tullut yleisesti hyväksytyksi [3] . Myöhemmin Shapley tarkensi arviotaan [4] .
Lisäksi tuolloin ei vielä tiedetty, olivatko "spiraalisumut", jotka nykyään tunnetaan spiraaligalakseina, galaksissamme olevia esineitä vai olivatko ne kaukaisia tähtijärjestelmiä. Hypoteesi, että jotkut sumut ovat kaukaisia tähtijärjestelmiä, ilmestyi jo 1700-luvulla, ja tähtitieteilijöiden yleinen mielipide tästä asiasta on muuttunut monta kertaa: etäisyydestä sumuihin ei ollut käytännössä mitään tietoa [3] [5] .
Vuonna 1919 George Ellery Hale päätti järjestää keskustelun maailmankaikkeuden koosta. Se pidettiin 26. huhtikuuta 1920 Yhdysvaltain kansallisessa tiedeakatemiassa Washingtonissa . Siinä puhuivat tähtitieteilijät Harlow Shapley Mount Wilsonin observatoriosta ja Geber Curtis Lick - observatoriosta : kukin heistä piti luennon, jossa hän ilmaisi näkemyksensä universumin koosta ja galaksimme parametreista. Keskustelua kutsuttiin Universumin mittakaavaksi , mutta myöhemmin sille annettiin nimi Great Debate [ 4 ] [ 6] [7] .
Shapley ja Curtis olivat eri mieltä monista erillisistä kysymyksistä, jotka liittyvät galaksimme kokoon ja aurinkokunnan asemaan siinä , sekä siitä, kuuluvatko " spiraalisumut " galaksiimme vai ovatko ne erillisiä esineitä. Tämän seurauksena kuvat universumin yleisestä ulkonäöstä Shapleyn ja Curtisin malleissa erosivat huomattavasti. Shapley-mallissa Galaxymme oli melko suuri koko - vähintään 60 kiloparsekkia, ja Aurinko oli 20 kiloparsekin päässä keskustastaan. Spiraalisumut sijaitsivat galaksissamme ja olivat vain kaasupilviä, kun taas Shapley ei sulkenut pois mahdollisuutta, että muita galakseja voisi olla olemassa nykyaikaisten instrumenttien ulkopuolella [8] . Curtisin mallissa Aurinko oli suhteellisen pienen 10 kiloparsekin galaksin keskellä, ja spiraalisumut olivat galaksimme kaltaisia tähtijärjestelmiä [4] [9] .
Etäisyyden mittaamiseksi pallomaisiin tähtijoukkoihin Shapley käytti kefeidien riippuvuusjakson kirkkautta , joka löydettiin Magellanin pilvien tämän tyyppisten tähtien havainnoista . Tämän riippuvuuden nollapisteen Shapley määritti kefeidit Linnunradan kiekossa, etäisyyden, johon hän mittasi vuosittaisilla parallakseilla . Hän huomautti myös, että "pallomaisten klustereiden kefeidejä", jotka nyt tunnetaan nimellä RR Lyrae -muuttujat , ei pitäisi käyttää nollapisteen kalibrointiin. Curtis uskoi, että jakson ja valoisuuden riippuvuutta galaksimme kefeideistä ei ainakaan ollut todistettu, koska tietoa oli kerätty liian vähän [4] .
Shapley osoittautui oikeaksi, että kefeidit ovat yleensä hyviä etäisyyden indikaattoreita, ja niiden jakson ja valoisuuden suhde Linnunradalla paljastui myöhemmin. Nollapiste valittiin kuitenkin väärin, noin suuruusluokan virheellä, mikä johti galaksin koon kolminkertaiseen yliarviointiin [1] . Curtis oli oikeassa tiedon puutteen suhteen [4] .
Tähdet pallomaisissa ryhmissäShapley uskoi, että spektrityyppien F , G ja K tähdet , joita hän havaitsi pallomaisissa tähtijoukkoissa, ovat samanlaisia kuin Auringon läheisyydessä havaitut jättiläiset ja tähtien kirkkaimpien tähtien absoluuttinen magnitudi on keskimäärin välillä −1,5... − 2 m . _ Nämä suuruudet vastasivat tyypillisiä klusterin etäisyyksiä 10-30 kiloparsekkia . Shapley esitti useita argumentteja: tällaiset tähdet ovat verrattavissa spektriluokan B tähtiin kirkkaudeltaan ja siten valoisuudeltaan - jälkimmäisen absoluuttinen suuruus oli tiedossa ja lähellä 0 m . Myös F–K-luokan tähtien spektrit klusteissa olivat lähellä jättiläisten tähtien spektrejä. Shapley huomautti myös, että muissa tähtijärjestelmissä kirkkaimpien tähtien kirkkaus on suunnilleen sama kuin hänen arviossaan pallomaisista klusteista [8] . Lisäksi Shapley nojautui silloisiin ideoihin tähtien evoluutiosta , jonka mukaan jättiläistähdet ensin supistuvat ja kuumenevat, muuttuvat kääpiötähdiksi ja alkavat jäähtyä, joten jättiläisten tähtien parametrit määritettiin. Shapley väitti, että vain suuret etäisyydet pallomaisiin klustereihin olivat tämän teorian mukaisia [4] [7] [10] .
Curtis väitti, että näiden spektriluokkien tähtien kirkkaus oli verrattavissa Auringon lähellä olevien kääpiötähtien valoisuuteen. Tässä tapauksessa etäisyydet klusteriin olisivat 1-2 kiloparsekkia. Curtis perusteli tätä sillä, että Auringon läheisyydessä F–K-luokan tähtien absoluuttinen tähtien magnitudi oli keskimäärin +4 m , ja totesi, että jättiläisten osuuden kaikista tähdistä on hyvin pieni. Lisäksi Curtis toi esiin ristiriidan Shapleyn argumenteissa: Auringon läheisyydessä kirkkaimmat siniset tähdet olivat kirkkaampia kuin kirkkaimmat punaiset, ja klustereissa tilanne oli Shapleyn mukaan päinvastainen [4] [7] [8] .
Yleisesti ottaen Shapley osoittautui oikeaksi: tuon ajan havaintoteknologian tasolla oli mahdotonta nähdä kääpiötähtiä klustereissa. Curtisin huomautus sinisten ja punaisten tähtien kirkkaudesta oli kuitenkin oikea, ja se löysi selityksen vasta sen jälkeen, kun Walter Baade havaitsi kahden tähtipopulaation olemassaolon . Lisäksi ajatukset tähtien evoluutiosta, joihin Shapley luotti, on nyt hylätty [4] .
Etäisyyksien mittaaminen tähtien spektristäShapley uskoi, että tähtien kirkkaus voidaan arvioida niiden spektrien muodosta, ja siksi mittaa etäisyydet niihin. Curtis väitti, että tätä menetelmää voidaan käyttää vain tähdille, jotka ovat alle 100 parsekin etäisyyksillä, missä ne on kalibroitu. Tässä asiassa Shapley oli yleisesti ottaen oikeassa [4] .
Tähtien laskentamenetelmäCurtis väitti, että tähtilaskentamenetelmän soveltamisen tulokset osoittavat suoraan galaksimme pienen koon. Hän uskoi, että tähtienvälinen absorptio ei vääristänyt näitä tuloksia millään tavalla, koska hänen mielestään galaksissa oleva pöly oli tähtikiekon ulkopuolella. Shapley ei kommentoinut tätä kysymystä, koska hänen etäisyyksien mittausmenetelmänsä liittyi pallomaisiin klustereihin, mutta hän uskoi, että tähtienvälistä sukupuuttoa ei ollut olemassa ollenkaan tai se oli mitätön. Itse asiassa levyssä on myös tähtienvälistä absorptiota, jonka Robert Julius Trumpler vahvisti vuonna 1930 [2] [4] .
Linnunradalla ja spiraalisumuissa tehtyjen uusien tähtien havaintojen perusteella Shapley väitti, että jälkimmäiset eivät voi olla galaksimme ulkopuolella, koska niissä olevien uusien tähtien kirkkaus havaitulla kirkkaudella olisi liian korkea . Curtis ehdotti, että novat voitaisiin jakaa kahteen tyyppiin, joilla on erilainen kirkkaus: hän huomautti, että jotkut "novat" olivat huomattavasti kirkkaampia kuin toiset, kuten nova Tycho Brahe verrattuna muihin nooviin galaksissamme tai S Andromedae verrattuna muihin. Andromedan galaksi , joten spiraalisumujen löytäminen galaksimme ulkopuolelta olisi mahdollista. Curtis osoittautui oikeaksi: kirkkaammiksi uusiksi tähdiksi leimaama objektiluokka tunnetaan nykyään supernovana [4] .
Shapley ehdotti myös väärää mekanismia novapurkauksille: hän uskoi, että uusien tähtien purkauksia tapahtuu, kun tähti saapuu sumuun ja sen aine ympäröi sitä. Shapley osoitti, että tällainen malli selittää useita uusien tähtien purkauksia vuodessa galaksissa, mutta Curtis kiisti tämän teorian osoittaen, että Shapleyn mallissa Andromedan galaksissa tällaisen mekanismin ansiosta uudet tähdet voisivat leimahtaa kerran 500 vuodessa. vaikka useita tällaisia purkauksia on havaittu jo 20 vuoden ajan [4] .
Spiraalisumujen leviäminen taivaallaMolemmat keskusteluun osallistuneet tiesivät, että spiraalisumuja ei havaita lähellä Galaxyn tasoa . Shapleyn mallissa, jossa oletettiin, että spiraalisumut ovat galaksissamme, tämä ei ollut ongelma: niiden puuttuminen galaksin tasosta ei herättänyt enempää kysymyksiä kuin esimerkiksi OB-tähtien pitoisuus tässä tasossa . Curtisin malli ehdotti, että spiraalisumut olivat ulkoisia esineitä, joten niiden välttäminen galaktista tasoa vaati selityksen. Curtis itse uskoi, että tämä voisi johtua valoa absorboivan Linnunradan kiekon ympärillä olevasta pölystä. Tämä selitys osoittautui oikeaksi, vaikka todellisuudessa pöly ei ympäröi Galaxyn levyä, vaan sijaitsee siinä [4] .
Spiraalisumujen suuret radiaalinopeudetSuuren keskustelun aikaan tiedettiin, että spiraalisumuilla on erittäin suuret säteittäiset nopeudet , paljon korkeammat kuin tähtien säteittäiset nopeudet. Shapley selitti ne mallinsa puitteissa Linnunradan säteilyn paineella, mutta myöhemmin osoitettiin, että säteilypaine oli täysin riittämätön hajottamaan sumut sellaisiin nopeuksiin . Curtis ei tarjonnut mallissaan erityistä mekanismia, vaan oletti vain, että suuret radiaalinopeudet ovat sumujen luontainen ominaisuus. Myöhemmin osoitettiin, että galaksien radiaalinopeudet johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta [3] [4] .
Spiraalisumujen parametritShapley huomautti, että pinnan kirkkauden ja väriindeksien jakautuminen spiraalisumuissa eroaa Linnunradan ja pinnan kirkkaus sumujen keskellä on paljon suurempi kuin missään Linnunradan kohdassa. Tämä havainto piti paikkansa, mutta Shapley, jättäen huomioimatta tähtienvälisen sukupuuton, tulkitsi sen virheellisesti todisteeksi siitä, että spiraalisumut eivät voineet olla Linnunradan kaltaisia [8] . Curtis ei kommentoinut tätä väitettä, mutta huomautti samalla, että spiraalisumujen spektrit ja väriindeksit ovat samankaltaisia kuin tähtijoukkojen spektrit ja väriindeksit. Tästä hän päätteli oikein, että spiraalisumut voivat olla suurempia tähtijoukkoja. Curtis huomautti myös oikein, että "spiraalisumut" eivät millään tavalla sovi tähtien evoluutioteoriaan eivätkä voi olla sen alkuvaihe tai lopputulos [4] .
Havaittu spiraalisumujen pyöriminenShapley viittasi Adrian van Maasen tuloksiin , joka väitti havainneen spiraalisumujen pyörimistä. Ottaen huomioon van Maasen väittämän sumun osien oikean liikkeen suuruus , suuri etäisyys niihin vastaisi valonnopeuden ylittäviä lineaarisia nopeuksia , joten Shapley päätteli, että sumut sijaitsevat galaksin sisällä. Curtis ei luottanut tietoihin sanoen, että ei ollut mahdollista mitata tarkasti hajakuormitettujen esineiden oikeaa liikettä alle 0,1 kaarisekuntia vuodessa alle 25 vuoden havaintojen aikana. Todellakin, löydetty galaksien pyöriminen osoittautui virheelliseksi, ja Shapley myönsi myöhemmin uskoneensa van Maaseen heidän ystävyytensä vuoksi [3] [4] .
Shapley väitti, että galaksin keskus osuu yhteen sen pallomaisten tähtijoukkojen järjestelmän keskustan kanssa - tästä seurasi, että aurinkokunta on huomattavan etäisyyden päässä galaksin keskustasta. Samaan aikaan Shapley uskoi, että Aurinko on galaksissa olevan pienen tähtipilven keskellä, mikä luo illuusion, että Aurinko on koko galaksin keskellä. Curtis puolestaan uskoi, että aurinko oli galaksin keskustassa ja oletti, että juuri tämän sijainnin vuoksi Linnunradassa ei ollut mahdollista nähdä kierrehaaroja , joiden olemassaoloa Curtis ei sulkenut pois. , vaikka hän ei voinut vahvistaa. Tässä asiassa Shapley osoittautui oikeassa, vaikka hän ei ottanut huomioon tähtienvälisen sukupuuton vaikutusta [4] [8] .
Molemmat suuren keskustelun osallistujat olivat osittain oikeassa, mutta heti sen päätyttyä kumpikin uskoi olevansa keskustelun voittaja. Joten galaksin koosta ja aurinkokunnan sijainnista siinä Shapley osoittautui lähempänä totuutta, ja spiraalisumuihin liittyvissä asioissa Curtis oli oikeassa. Myöhemmät galaksimme tarkemmat mittaukset osoittivat, että sen halkaisija on 30 kiloparsekkia ja Aurinko on 8 kiloparsekin etäisyydellä sen keskustasta. Spiraalisumut osoittautuivat kaukaisiksi tähtijärjestelmiksi, jotka ovat samanlaisia kuin oma galaksimme - ne tunnetaan nykyään spiraaligalakseina [4] [11] .
Pian suuren keskustelun jälkeen tähtitieteilijät olivat periaatteessa yhtä mieltä siitä, että aurinko ei ollut galaksin keskustassa. Kysymys spiraalisumujen luonteesta ratkesi vuonna 1925, kun Edwin Hubble luki raportin kefeidien havaintojen tuloksista spiraalisumuissa. Esimerkiksi etäisyys M 33 :een oli Hubblen arvion mukaan 285 kiloparsekkia, mikä ylitti huomattavasti Galaxyn koon jopa Shapleyn yliarvioinnin mukaan. Kun otetaan huomioon sumujen kulmakoot, kävi selväksi, että näiden esineiden lineaariset koot ovat verrattavissa galaksimme kokoihin [4] [5] .