Великим физикам прошлого И. Ньютону и А. Эйнштейну Вселенная представлялась статичной. Советский физик А. Фридман в 1924 г. выступил с теорией «разбегающихся» галактик. Фридман предсказал расширение Вселенной. Это было революционным переворотом в физическом представлении о нашем мире.
Американский астроном Эдвин Хаббл исследовал туманность Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что ее окраины представляют собой скопления отдельных звезд. Хаббл рассчитал расстояние до туманности. У него оказалось – 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние составляет 2,3 миллиона световых лет). То есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути – Нашей Галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к выводу о структуре Вселенной.
Вселенная состоит из набора огромных звездных скоплений – галактик .
Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем.
Э. Хаббл подметил важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько больше длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера.
Все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.
Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению).
Математически закон формулируется очень просто:
где v – скорость удаления галактики от нас,
r – расстояние до нее,
H – постоянная Хаббла.
И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, все более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной, из-под действия этого закона не выпадает.
Итак, главное следствие закона Хаббла:
Вселенная расширяется.
Расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной.
4. Теория Большого Взрыва
Из экспериментального факта разбегания галактик был оценен возраст Вселенной. Он оказался равным – около 15 миллиардов лет! Так началась эпоха современной космологии.
Естественно возникает вопрос: а что было в начале? Всего около 20 лет понадобилось ученым, чтобы вновь полностью перевернуть представления о Вселенной.
Ответ предложил выдающийся физик Г. Гамов (1904 – 1968) в 40-ые годы. История нашего мира началась с Большого взрыва. Именно так думает большинство астрофизиков и cегодня.
Большой взрыв – это стремительное падение изначально огромной плотности, температуры и давления вещества, сконцентрированного в очень малом объеме Вселенной. Все вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме.
Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва.
Более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется.
Согласно теории Большого взрыва, ранняя Вселенная состояла из фотонов, электронов и других частиц. Фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами. По мере расширения Вселенной, она остывала, и на определенном этапе электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия и образовывать атомы. Это случилось при температуре около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 400 000 лет. С этого момента фотоны смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Но нам остались «свидетели» той эпохи – это реликтовые фотоны. Считается, что реликтовое излучение сохранилось с начальных этапов существования Вселенной и равномерно ее заполняет. В результате дальнейшего остывания излучения его температура снизилась и сейчас составляет около 3 К.
Существование реликтового излучения было предсказано теоретически в рамках теории Большого взрыва. Оно рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.
Великим физикам прошлого И. Ньютону и А. Эйнштейну Вселенная представлялась статичной. Советский физик А. Фридман в 1924 г. выступил с теорией «разбегающихся» галактик. Фридман предсказал расширение Вселенной. Это было революционным переворотом в физическом представлении о нашем мире.
Американский астроном Эдвин Хаббл исследовал туманность Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что ее окраины представляют собой скопления отдельных звезд. Хаббл рассчитал расстояние до туманности. У него оказалось – 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние составляет 2,3 миллиона световых лет). То есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути – Нашей Галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к выводу о структуре Вселенной.
Вселенная состоит из набора огромных звездных скоплений – галактик .
Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем.
Э. Хаббл подметил важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами удаленных галактик, несколько больше длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с орбиты на орбиту, смещен по частоте в направлении красной части спектра по сравнению с аналогичным квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как проявление эффекта Доплера.
Все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.
Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик с измерениями скоростей их удаления (по красному смещению).
Математически закон формулируется очень просто:
где v – скорость удаления галактики от нас,
r – расстояние до нее,
H – постоянная Хаббла.
И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, все более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной, из-под действия этого закона не выпадает.
Итак, главное следствие закона Хаббла:
Вселенная расширяется.
Расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной.
4. Теория Большого Взрыва
Из экспериментального факта разбегания галактик был оценен возраст Вселенной. Он оказался равным – около 15 миллиардов лет! Так началась эпоха современной космологии.
Естественно возникает вопрос: а что было в начале? Всего около 20 лет понадобилось ученым, чтобы вновь полностью перевернуть представления о Вселенной.
Ответ предложил выдающийся физик Г. Гамов (1904 – 1968) в 40-ые годы. История нашего мира началась с Большого взрыва. Именно так думает большинство астрофизиков и cегодня.
Большой взрыв – это стремительное падение изначально огромной плотности, температуры и давления вещества, сконцентрированного в очень малом объеме Вселенной. Все вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме.
Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва.
Более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется.
Согласно теории Большого взрыва, ранняя Вселенная состояла из фотонов, электронов и других частиц. Фотоны постоянно взаимодействовали с остальными частицами. По мере расширения Вселенной, она остывала, и на определенном этапе электроны стали соединяться с ядрами водорода и гелия и образовывать атомы. Это случилось при температуре около 3000 К и примерном возрасте Вселенной 400 000 лет. С этого момента фотоны смогли свободно перемещаться в пространстве, практически не взаимодействуя с веществом. Но нам остались «свидетели» той эпохи – это реликтовые фотоны. Считается, что реликтовое излучение сохранилось с начальных этапов существования Вселенной и равномерно ее заполняет. В результате дальнейшего остывания излучения его температура снизилась и сейчас составляет около 3 К.
Существование реликтового излучения было предсказано теоретически в рамках теории Большого взрыва. Оно рассматривается как одно из главных подтверждений теории Большого взрыва.
Ю.Н.Ефремов
Самое грандиозное явление, известное человеку - это расширение нашей Вселенной, доказанное в 1929 г. Расстояния между скоплениями галактик непрерывно возрастают, и это важнейший факт для понимания устройства Мироздания. Определения скорости расширения - постоянной Хаббла, и ее зависимости от времени остаются важнейшим предметом наземных и орбитальных наблюдений.
1. Слабые туманности
Первые признаки расширения Вселенной были обнаружены около 80 лет назад, когда большинство астрономов полагало, что наша Галактика и есть вся Вселенная. Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были обнаружены с началом развития астрофотографии, считались далекими газовыми туманностями на окраине всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.
Вестон Слайфер на Флагстаффской обсерватории в Аризоне долгие годы был
единственным человеком в мире, получавшим спектры этих "слабых
туманностей". Самим ярким их представителем была хорошо известная
туманность Андромеды. В 1914 г. Слайфер опубликовал
первое определение лучевой скорости этой туманности по спектрограмме,
полученной им на 24-дюймовом рефракторе.
Оказалось, что М31 приближается к нам со скоростью около 300 км/с. К
1925 г. в коллекции Слайфера были спектры 41 объекта. Странной
особенностью обладали эти спектры - скорости у всех из них были очень
велики и отрицательная скорость M31 оказалась редким исключением; в
среднем скорость туманностей составляла +375 км/с, а наибольшая
скорость была +1125 км/с. Почти все они удалялись от нас, и скорости их
превышали скорость любых других объектов, известных астрономам.
(Напомним, что отрицательные скорости направлены к нам, положительные -
от нас.)
Обсерваторию в Флагстаффе Персиваль Ловелл построил специально для наблюдений каналов Марса. Некоторые из нас пришли в астрономию, увлеченные его книгой, в которой рассказывалось о волне потемнения, о расщеплении каналов, переполняемых водой марсианской весны... Однако на этой обсерватории были открыты не менее фантастические, но совершенно реальные вещи. Работа Слайфера означала первый шаг на пути к открытию расширения Вселенной.
Споры о природе "слабых туманностей" велись с конца XVIII века. Вильям
Гершель высказал предположение, что они могут быть далекими звездными
системами,
аналогичными системе Млечного пути. В 1785 г. он был уверен в том,
что разрешить туманности на звезды нельзя только из-за слишком
большой их удаленности. Однако в 1795 г., наблюдая планетарную туманность
NGC 1514, он отчетливо увидел в центре ее одиночную звезду, окруженную
туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом,
не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные
пятна - далекие звездные системы. И в 1820 г. Гершель говорил, что за
пределом нашей собственной системы все покрыто мраком неизвестности.
В XIX веке в неразрешимых на звезды туманностях предпочитали видеть планетные системы в процессе образования - в духе гипотезы Лапласа; NGC 1514 казалась примером далеко зашедшей эволюции - из первичной туманности сконденсировалась уже центральная звезда.
К середине века к 2500 туманностям, открытым его отцом, Джон Гершель прибавил еще 5000, и изучение их распределения по небу дало главный аргумент против предположения, что они являются далекими звездными системами ("островными вселенными"), подобными нашей системе Млечного Пути. Была обнаружена "зона избегания" - почти полное отсутствие этих слабых пятнышек света близ плоскости Млечного Пути. Это было понято как явное указание на их связь с системой Млечного пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было еще неизвестно.
В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр туманностей. Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31) был непрерывный, как и у звезд. Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и непрозрачности составляющего ее газа.
В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем".
Хотелось бы знать, какие из нынешних столь же категоричных утверждений
окажутся со временем столь же неверными... Заметим, что за сто лет до
Клерк было высказано диаметрально противоположное суждение. "Повидимому,
звезды... собраны в разнообразные группы, некоторые из коих содержат
миллиарды звезд... Наше Солнце и ярчайшие звезды, возможно, входят в
одну из таких групп, которая, очевидно, и опоясывает небо, образуя
Млечный Путь". Эта осторожная, но совершенно правильная формулировка
принадлежит великому Лапласу.
В начале XX века фотографии, полученные Килером с 36-дюймовым рефлектором, показали, что слабых туманностей не менее 120 000. Звездный спектр отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звезд Плеяд, казалось, подтверждал мысль о невозможности решить вопрос спектральными исследованиями. Это позволило В. Слайферу предположить, что и спектр туманности Андромеды объясняется отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики...)
Для решения вопроса о природе "слабых туманностей" было необходимо знать их расстояние. Дискуссия по этому поводу продолжалась до 1925 г.; она заслуживает отдельного рассказа и здесь мы только вкратце опишем, как было установлено расстояние ключевого объекта - "туманности" Андромеды.
2. Открытие Вселенной
Уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.
Доказать, что в больших "туманностях" мы видим одиночные звезды, смог
Эдвин Хаббл (1889 - 1953), молодой астроном той же обсерватории, в 1924
году. С помощью 100" телескопа он нашел в туманности Андромеды 36
цефеид. Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов
полностью соответствовали известным у цефеид нашей Галактики и это
доказывало, что мы имеем дело с одиночными звездами. И главное,
зависимость период - светимость, установленная по цефеидам Магеллановых
Облаков и Галактики, позволяла определить светимость найденных Хабблом
звезд, и сравнение ее с блеском давало расстояние. Оно уводило
туманность Андромеды далеко за пределы нашей звездной системы. Слабые
туманности оказались далекими галактиками.
Увидеть можно только то, что считаешь возможным увидеть... Когда в
начале 20-х гг. Хьюмасон показал Шепли несколько переменных звезд -
вероятных цефеид, отмеченных им на пластинке с изображением туманности
Андромеды, Шепли стер его отметки - в этой газовой туманности не могло
быть звезд!
3. Начало космологии
Итак, Вселенная населена галактиками, а не изолированными звездами. Только теперь появились возможности проверки выводов зарождавшейся космологии - науки о строении и эволюции Вселенной в целом. В 1924 г. К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием. Модель де Ситтера соответствовала пустой Вселенной, но в 1923 г. немецкий математик Г.Вейль отметил, что если в нее поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге Эддингтона, опубликованной в том же году.
Де Ситтер, опубликовавший свою работу "Об эйнштейновской теории
гравитации и ее астрономических следствиях" в 1917 гг., сразу же после
появления общей теории относительности, знал только три лучевые
скорости; у M31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик -
положительная и большая.
Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что "не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца". Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надежными критериями их расстояния.
О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической
работе бельгийского теоретика Ж.Леметра, опубликованной в 1925 г.
Следующая его статья, опубликованная в 1927 г., называлась "Однородная
Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая
радиальные скорости внегалактических туманностей". Коэфициент
пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром,
был близок к найденному Хабблом в 1929 г. В 1931 г. по инициативе
Эддингтона статья Леметра
была перепечатана в "Monthly Notices" и стала
с тех пор широко цитироваться; работы А.А.Фридмана были опубликованы еще
в 1922-1924 гг., но стали широко известны среди астрономов много позднее. Во всяком
случае, Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие
расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и
должны быть предметом космологии - это не звезды, а гигантские
звездные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с
которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.
Американский теоретик Х.Робертсон в 1928 г., используя данные Хаббла 1926 года, также нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. Повидимому, эту работу Хаббл знал. С 1928 г. по его заданию М.Хьюмасон (1891-1972) упорно старался измерить красное смещение у возможно более далеких галактик. Вскоре за 45 часов экспозиции у галактики NGC 7619 в скоплении Персея была измерена скорость удаления в 3779 км/c. (Надо ли говорить, что последние две цифры излишни). Сам же Хаббл разработал критерии определения расстояний для далеких галактик, цефеиды в которых оставались недоступны 100" телескопу. Они были основаны на предположении об одинаковости блеска самых ярких отдельных звезд внутри разных галактик. К 1929 г. у него были уверенные расстояния двух десятков галактик, в том числе в скоплении Девы, скорости которых доходили примерно до 1100 км/с.
4. Закон Хаббла
И вот 17 января 1929 г. в Труды Национальной академии наук США поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и статья Хаббла, называвшаяся "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей". Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.
Хаббл понимал значение своего открытия. Сообщая о нем, он писал, что "зависимость скорость - расстояние может представлять эффект де Ситтера и, следовательно, она может дать количественные данные для определения общей кривизны пространства". Многочисленные попытки объяснить зависимость Хаббла не расширением Вселенной, а чем-либо иным, которые можно встретить и теперь, неизменно терпят неудачу. Так, не проходит старое предположение о том, что за долгое время пути фотоны "стареют", теряют энергию и соответствующая длина волны увеличивается - при этом размывались бы и изображения далеких объектов, а величина красного смещения зависела бы и от длины волны, чего не наблюдается. Прямые свидетельства правильности вывода о том, что более далекие объекты имеют большее красное смещение получены недавно при изучении кривых блеска и спектров далеких Сверхновых звезд.
Подчеркнем, что решающее значение имели методы определения расстояний
галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии
на 100-дюймовом рефлекторе.
В тридцатых годах Хаббл и его сотрудники занимали более половины наблюдательного времени крупнейшего - и практически единственного тогда пригодного для таких работ - телескопа. И эта концентрация усилий привела к величайшим достижениям наблюдательной астрономии XX века!
К 1935 г. у Хьюмасона были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением линий в спектре,
и расстоянием, которая в общем виде записывается так:
где c - скорость света, z - расстояние и v - лучевая скорость. Коэффициент пропорциональности H был назван позднее постоянной Хаббла.
Этот новый закон природы получил объяснение в основанных на общей теории относительности моделях Вселенной еще до того, как он был незыблемо установлен. Приоритет должен быть отдан А.А.Фридману; модели, полученные ранее Эйнштейном и де Ситтером, оказались предельными случаями моделей Фридмана. Широко известными долгое время оставались лишь результаты Леметра (не знакомого тогда с работами Фридмана), который после опубликования работы Хаббла напомнил Эддингтону о своей работе 1927 года - в этой работе Леметр пришел к выводу о расширении модели
Вселенной с конечной средней плотностью вещества в ней. Однако уже в 1931 г. Эйнштейн, говоря о расширяющейся Вселенной, отметил, что первым на этот путь вступил Фридман.
Однако сам Хаббл вскоре потерял уверенность в том, что красное смещение означает именно расширение Вселенной, - вероятно, под влиянием неумолимого вывода из этого предположения. Как писал тогда Г.Рессел, "признать теорию де Ситтера без оговорок преждевременно. Философски неприемлемо, чтобы все галактики прежде были вместе. На вопрос "почему" ответа мы не находим". Именно из такого рода соображений Эйнштейн ввел в свои уравнения 1916 г. космологическую постоянную, долженствующую стабилизировать Вселенную. Этой глубочайшей проблеме посвящена статья А.Д.Чернина "Физический вакуум и космическая антигравитация" на сайте www.сайт и здесь мы только отметим, что ускоренное расширение Вселенной, обнаруженное в 1998 г. по Сверхновым типа Ia, объясняется отрицательным давлением космического вакуума, существование которого и отражается добавочным космологическом членом уравнений Эйнштейна.
Летом 1929 г. Хаббл обрушился на де Ситтера, посмевшего опубликовать
детальную работу, посвященную сравнению теоретических и наблюдательных
выводов о расширении Вселенной. Он писал де Ситтеру, что зависимость
скорость - расстояние является "маунт-вилсоновским достижением", и что
"первое обсуждение новых данных естественно принадлежит тем, кто
действительно выполнял работу". Однако в 1931 г., после появления
гипотезы Цвикки о возможности старения фотонов, Хаббл написал де
Ситтеру, что "интерпретацию следут оставить Вам и еще очень немногим,
кто компетентен авторитетно обсуждать предмет"... До конца своей жизни
(1953 г.) Хаббл повидимому так и не решил для себя, говорит ли красное
смещение о расширении Вселенной, или оно обязано "некоему новому
принципу природы". Так или иначе, его имя навсегда осталось в списке
величайших ученых всех времен.
Красное смещение, пропорциональное расстоянию, означает не разбегание галактик именно от нас, а увеличение всех расстояний между всеми объектами Вселенной (точнее, между объектами, не связанным тяготением - т.е. скоплениями галактик) со скоростью, пропорциональной величине расстояния, подобно тому, как увеличиваются расстояния между всеми точками, расположенными на поверхности раздувающегося шара. Наблюдатель в любой галактике видит, что все другие галактики разбегаются от него. Скорости расширения Вселенной остается одной из самых важных задач астрономии.
Расскажем прежде всего, как ее решал сам Хаббл в 1935 г.
У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики использовать заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными их скоростями в пространстве.
В этих 29 галактиках Хаббл определил звездные величины самых ярких звезд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашел Хаббл, примерно одинаковы, их звездные величины должны быть функцией расстояния, и действительно, они показывают зависимость от скорости удаления v .
Эта зависимость по данным Хаббла представляется формулой . С другой стороны, , , и , где M - абсолютная величина. Из этих трех формул и вытекает выражение, с помощью которого определяется постоянная Хаббла: . В общем виде из закона Хаббла и формулы следует , т.е. .
Абсолютная величина ярчайших звезд, найденная Хабблом, была равной -6,35 m , и величина H (Хаббл обозначал ее) получилась 535 (км/с)/Мпс.
Поскольку светимость ярчайших звезд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период - светимость (В.Бааде, 1952) означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. Хьюмасон, Мейолл и Сендидж в 1955 г., использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период - светимость, получили H =180 (км/с)/Мпс.
В 1958 г. Аллан Сендидж,
продолжая дело своего учителя Хаббла, опубликовал результаты новой
ревизии постоянной H
. Опираясь главным образом на Новые звезды,
Сендидж пришел к выводу, что модули расстояний Магеллановых Облаков, M31,
M33 и NGC 6822 надо увеличить в среднем на 2,3 m
сравнительно со
значениями, принятыми Хабблом. На столько же, следовательно, надо
сделать ярче абсолютные величины ярчайших звезд; они были уточнены еще и
путем привлечения новых данных о ярчайших звездах галактик Местной
группы. Но, помимо этих уточнений, Сендидж обнаружил у своего учителя
еще и серьезную ошибку - объекты, которые Хаббл принимал за ярчайшие
звезды в лежащих за пределами Местной группы галактиках, являются в
действительности компактными эмиссионными туманностями, областями HII.
Хаббл, который в двадцатых годах мог работать только с пластинками,
чувствительными к синим лучам, не имел возможности отличить изображения
компактных областей HII от звезд, особенно в далеких галактиках. Даже в
M31, несмотря на тщательные поиски, он не нашел ни одной эмиссионной
туманности, хотя сейчас их там известно 981. Вероятно, поэтому
возможность такой путаницы не приходила Хабблу в голову.
Лишь Бааде, фотографировавший
M31 в разных лучах и, в частности, применявший пластинки,
чувствительные к красным лучам, и светофильтры, вырезающие красную
водородную линию Hα, смог отыскать их. Сендидж, снимая галактику
NGC 4321 = М100
в скоплении Девы в разных лучах, обнаружил, что ярчайшие области HII
ярче самых ярких звезд на 1,8 m - вот на сколько Хаббл преуменьшал
модуль расстояния, определяя его по "ярчайшим звездам". Суммарная ошибка
в принятых Хабблом модулях расстояния составляет, следовательно, около
4,0 m ! В итоге, по оценке Сендиджа, постоянная Хаббла должна быть
заключена в пределах 50-100 (км/с)/Мпк. Причину оставшейся
неопределенности он приписал в основном дисперсии абсолютных величин
ярчайших звезд. Результаты Сендиджа означали, что расстояния далеких
галактик Хаббл преуменьшал в 6-7 раз!
В 1968 г., Сендидж определил постоянную Хаббла другим способом. Еще Хаббл установил, что ярчайшие члены скоплений галактик - гигантские эллиптические галактики - имеют почти одинаковую абсолютную величину. Можно и для них построить зависимость между видимыми величинами и красным смещением (ниже приведена эта диаграмма для 65 ярчайших галактик в скоплениях, построенная Сендиджем, Кристианом и Вестфалем в 1976 г.) и если определить светимость хотя бы одной из них, из этой зависимости можно определить постоянную Хаббла, аналогично тому, как это делал сам Хаббл с ярчайшими звездами. Особенно важно при этом, что мы можем уйти теперь неизмеримо дальше - ярчайшие галактики скоплений ярче ярчайших звезд на 11 m -12 m ! Светимость наиболее яркой галактики в скоплениях можно определить, зная расстояние хотя бы одного скопления. Ближайшим богатым скоплением является скопление в Деве, и Сендидж использовал для определения его расстояния шаровые скопления в эллиптической галактике M87.
Предполагая далее, вместе с Сендиджем, что светимость ярчайших звездных скоплений в богатых ими галактиках одинакова, зная интегральную абсолютную величину ярчайшего скопления нашей Галактики (-9,7 m B, ω Кентавра) и M31 (-9,8 m B, В282), а также блеск ярчайшего скопления M87 (21,3 m В), получаем модуль расстояния M87 и всего скопления галактик: m-M =21,3 m +9,8 m = 31,1 m . Отсюда следует, что ярчайшая галактика скопления Девы (эллиптическая галактика NGC 4472, в которой также очень много шаровых скоплений) - и, следовательно, ярчайшие галактики во всех скоплениях вообще - имеют абсолютную величину -21,7 m .
Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смешения, легко найти постоянную Хаббла. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение H =75 (км/с)/Мпс, долгое время считавшееся наиболее вероятным.
Однако в серии статей, опубликованных в 1974-1975 гг., А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпк. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы M81, они получили зависимость между линейными размерами областей HII и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей HII нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.
Сендидж и Тамман настаивали на том, что постоянная Хаббла с ошибкой примерно в 10% составляет 50 (км/с)/кпс, тогда как Ж. де Вокулер с той же ошибкой получал значение H =95. Магическое число 10% неразрывно связано с определениями этой постоянной; напомним, что Хаббл определил ее равной 535 (км/с)/кпс - и ошибку оценил именно в 10% ... Надо сказать, что у большинства астрономов получалось значение H между 75 и 100, и Сендидж и Тамман были почти единственными сторонниками длинной шкалы расстояний. Отголоски этого спора слышны и до сих пор, хотя возможный диапазон значений постоянной Хаббла сузился.
Это произошло в основном благодаря специальной программе наблюдений цефеид на Космическом телескопе имени Хаббла. Они были найдены и исследованы в двух десятках галактик, в основном в скоплении Девы, и по расстояниям этих галактик были прокалиброваны методы (Талли-Фишера, Сверхновые Ia и др.), позволяющие определять расстояния еще более далеких галактик, для которых можно пренебречь их случайными движениями. Одна группа исследователей, которую возглавляла знаток цефеид В.Фридман, получила в 2001 г. значение H =72+/-7, а группа А.Сендиджа получила в 2000 г. величину H =59+/-6. Ошибка опять-таки оценена обеими группами точно в 10%!
6. Расширение Вселенной
Задача определения постоянной Хаббла была столь острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (), позволяет сказать, что этот момент t =0 имел место 13-19 (H =50) или 7-10 (H =100) миллиардов лет назад. Этот "экспансионный возраст Вселенной" при меньшем значении постоянной Хаббла, которое неизменно получается у Сендиджа, уверенно больше возраста старейших звезд, чего нельзя сказать про значение H =100. Впрочем, ныне проблема потеряла свою остроту, поскольку теперь не подлежит сомнению, что расширение Вселенной протекало с неодинаковой скоростью. "Постоянная" Хаббла постоянна лишь по пространству, но не во времени.
Недавние (2003 г.) спутниковые измерения анизотропии реликтового излучения дают для постоянной Хаббла значение 71 (+4\-3) км\с\Мпк, а для возраста Вселенной величину 13.7+\-0.2 миллиарда лет (D.Spergel et al., astro-ph/0302209). Пессимисты все же полагают, что лучше говорить о значениях 45-90 для постоянной Хаббла и возрасте Вселенной в 14+\-1 миллиард лет. Наилучшие наземные данные (основанные на результатах больших обзоров красного смещения галактик, их пекулярных скоростей и сверхновых Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) дают для постоянной Хаббла значение 57 (+15\-14) км\с\Мпк.
Исследования сверхновых типа Ia в далеких галактиках, первые результаты которых появились в 1998 г., стали началом новой революции в космологии, о которой рассказывается в упомянутой выше статье А.Д.Чернина. Скажем здесь лишь несколько слов.
Использование SNIa в качестве "стандартной свечи" для определения очень больших расстояний стало возможным благодаря работам Ю.П.Псковского, выполненным в ГАИШе еще в 1970-х годах. Считается, что одинаковость их светимости в максимуме объясняется тем, что явление сверхновой Ia происходит в тесной системе, включающей белый карлик, на который происходит аккреция вещества от второго компонента.
Когда масса белого карлика достигает предельного для него значения в 1.4 массы Солнца, происходит взрыв, превращающий его остаток в нейтронную звезду.
Положение сверхновых Ia типа на диаграмме Хаббла указывает на то, что в современную эпоху расширение Вселенной происходит ускоренно. Наиболее естественным образом это объясняется тем, что отрицательное давление космического вакуума подгоняет разлет скоплений галактик. Антитяготение вакуума означает, что расширение Вселенной будет происходить вечно.
Если верны эти выводы теории, в более раннюю эпоху расширение Вселенной, напротив, должно было бы идти замедленно, поскольку оно тормозилось гравитацией темного вещества. Его плотность стала меньше плотности вакуума, согласно теории, 6-8 миллиардов лет назад, и действительно, немногочисленные самые далекие сверхновые Ia указывают на замедленное расширение. На днях этот вывод был подтвержден совершенно независимыми данными спутника "Чандра" о горячем газе, наблюдающемся в рентгеновском диапазоне в скоплениях галактик. Отношение массы этого газа к массе темного вещества должно быть одинаково во всех скоплениях и отсюда можно получить расстояния скоплений галактик. Они показали, что замедленное расширение Вселенной сменилось ускоренным 6 миллиардов лет назад.
Доминирование антигравитации вакуума, по мнению А.Д.Чернина и его коллег, объясняет также и парадокс, отмеченный А.Сендиджем еще в 1972 г. - расширение Вселенной было открыто Хабблом по галактикам, находящимся казалось бы слишком близко, неоднородность их распределения в пространстве и связанные с этим гравитационные движения должны были бы замыть общее расширение. Недавние данные, полученные И.Д.Караченцевым и его сотрудниками на 6-м телескопе САО РАН, подтверждают, что изотропное расширение Вселенной начинается очень близко от нас, сразу же за пределами Местной группы галактик.
Итак, астрономические данные впервые позволили определить плотность энергии вакуума; они чреваты новой революцией в физике, ибо значение этой плотности необъяснимо современной теорией.
7. К краю Вселенной
Расскажем в заключение о результатах поисков объектов с максимально
большим красным смещением. Для этого требовались крупнейшие телескопы и
многочасовые экспозиции. Долгие годы и энтузиастов и больших телескопов
было меньше, чем пальцев на одной руке. С вводом в действие
200-дюймового телескопа (на рисунке - Хаббл в кабине главного фокуса
этого телескопа, снимок конца 40-х годов) Хьюмасон смог в 1949 г.
измерить z
=0,20 у галактики из скопления в Гидре с
V
=17,3 m .
Линии ночного неба долго не позволяли получить красное смещение для
более слабых и далеких галактик, используя линии поглощения в их
спектре. По единственной эмиссионной линии Р. Минковский в 1960 г. нашел
z
=0,46 для радиогалактики 3C295 (V
=19,9 m),
долго остававшееся
рекордным для галактик. В 1971 г. это значение подтвердил Дж. Оук по
линиям поглощения, получив запись спектра 3C295 с помощью 32-канального
спектрометра
и определив его сдвиг относительно стандартного спектра с нулевым
красным смещением. На эту работу ушло 8 часов времени 200-дюймового
телескопа. В 1929 г. Хьюмасону понадобилось 40 часов на 100-дюймовом
телескопе для определения красного смещения галактики, на восемь
звездных величин более яркой.
В 1975 г. X. Спинрад с помощью 3-метрового рефлектора нашел z =0,637 у радиогалактики 3C123 -- с V =21,7 m . Несколько линий в спектре 3C123 Спинрад смог измерить с помощью электронно-оптического сканирующего спектрометра, накопив фотоны за 7 часов наблюдений в течение 4 ночей.
Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z =0,53 у радиогалактики 3C330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашел z =1,050 для 3C13 и z =1,175 для 3C427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г.
Измерения предельно больших красных смещений оставались уделом одиночек, пока мысль о том, что, изучая Вселенную на предельно больших масштабах, мы постигаем физику, управляющую и микромиром, не овладела массами...
Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках. Огромную роль сыграло и развитие электроники, приведшее к созданию эффективных светоприемников.
Для Англо-Австралийского 4-м телескопа было разработано устройство, которое с помощью световодов позволяет одновременно получать спектры в области размером в четыре квадратных градуса. Из 250 000 красных смещений галактик, которые запланировано получить, к весне 2001 г. было измерено уже 150 000. В это сотрудничестве участвуют 20 - 30 человек. Более масштабны задачи Слоановского численного обзора неба, для которого на средства миллионера Слоана был построен широкоугольный 3,5-м телескоп. Задачей обзора является измерить, исходя из многоцветной фотометрии, красные смещения примерно миллиона галактик на четверти площади небосвода. Здесь задействовано уже 150 астрономов из 11 институтов.
Среди первых уловов Слоановского обзора было обнаружение в 2001 г. квазара с красным смещением z =6,28. Однако уже в следующем году этот рекорд был перекрыт и чемпионом оказался не квазар, а галактика. Как мы знаем, квазары являются галактиками с необычно ярким ядром, и их легче обнаружить на больших расстояниях. Зафиксировать красное смещение столь далекой обычной галактики удалось, потому что световой поток от нее был усилен в 4,5 раза благодаря эффекту гравитационного линзирования. Эта галактика, обозначаемая HCM 6A, находится в одной минуте дуги от центра массивного скопления галактик Abell 370, которое, находясь гораздо ближе к нам, и послужило гравитационной линзой. Благодаря действию этого естественного телескопа и удалось с помощью 10-м телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафиксировать спектр галактики в инфракрасном диапазоне. На длине волны 9190 ангстрем была найдена эмиссионная линия, которая почти наверняка является линией Лайман-альфа, сдвинутой красным смещением z =6,56 из ультрафиолетовой области спектра.
Это отождествление было подтверждено наблюдениями на соседнем японском 8-м телескопе Subaru, которые показали, что в более далеких инфракрасных полосах поток в тысячи раз слабее, чем в этой эмисионной линии, что согласуется с ее отождествлением как линии Лайман-альфа.
Следующий рекорд был поставлен недавно с помощью одного из 8-м
телескопов (VLT) Южной Европейской обсерватории на горе Паранал в Чили.
Снова использовался эффект гравитационной линзы - искались слабые
галактики, видимые только в инфракрасной области, близ центра богатого
компактного скопления галактик Abell 1835. У одного из таких объектов,
#1916, в спектре была найдена единственная сильная линия, отождествление
которой с Лайман-альфа привело к красному смещению z
=10.0. Другие
возможные отождествления отвергаются, потому что в этом случае в спектре
должны были бы наблюдаться несколько сильных линий (R.Pello et al.,
astro-ph/0403025
«В 1744 году швейцарский астроном де Шезо и независимо от него в 1826 году Ольберс сформулировали следующий парадокс, - пишет в своей книге Т. Редже, - который привел к кризису тогдашних наивных космологических моделей. Представим себе, что пространство вокруг Земли бесконечно, вечно и неизменно и что оно равномерно заполнено звездами, причем их плотность в среднем постоянна. С помощью несложных вычислений Шезо и Ольберс показали, что полное количество света, посылаемое на Землю звездами, должно быть бесконечным, из-за чего ночное небо будет не черным, а, мягко говоря, залито светом. Чтобы избавиться от своего парадокса, они предположили существование в космосе обширных блуждающих непрозрачных туманностей, заслоняющих наиболее отдаленные звезды. На самом деле так выйти из положения нельзя: поглощав свет от звезд, туманности поневоле нагревались бы и сами излучали свет так же, как и звезды.
Итак, если справедлив космологический принцип, то мы не можем принять идею Аристотеля о вечной и неизменяющейся Вселенной. Здесь, как и в случае относительности, природа, похоже, предпочитает в своем развитии симметрию, а не мнимое Аристотелево совершенство».
Однако самый серьезный удар незыблемости Вселенной был нанесен не теорией эволюции звезд, а результатами измерений скоростей удаления галактик, полученными великим американским астрономом Эдвином Хабблом.
Хаббл (1889–1953) родился в небольшом городке Маршфилд в штате Миссури в семье страхового агента Джона Пауэла Хаббла и его супруги Виржинии Ли Джеймс. Астрономией Эдвин заинтересовался рано, вероятно, под влиянием своего деда по матери, построившего себе небольшой телескоп.
В 1906 году Эдвин окончил школу. Шестнадцатилетним юношей Хаббл поступил в Чикагский университет, входивший тогда в первую десятку лучших учебных заведений США. Там работал астроном Ф.Р. Мультон, автор известной теории происхождения Солнечной системы. Он оказал большое влияние на дальнейший выбор Хаббла.
После окончания университета Хабблу удалось получить стипендию Родса и на три года уехать в Англию для продолжения образования. Однако вместо естественных наук ему пришлось изучать в Кембридже юриспруденцию.
Летом 1913 года Эдвин возвратился на родину, но юристом так и не стал. Хаббл стремился к науке и вернулся в Чикагский университет, где на Йеркской обсерватории под руководством профессора Фроста подготовил диссертацию на степень доктора философии. Его работа представляла собой статистическое исследование слабых спиральных туманностей в нескольких участках неба и особенной оригинальностью не отличалась. Но уже тогда Хаббл разделял мнение о том, что «спирали - это звездные системы на расстояниях, часто измеряемых миллионами световых лет».
В это время в астрономии приближалось большое событие - обсерватория Маунт-Вилсон, которую возглавлял замечательный организатор науки Д.Э. Хейл, готовилась к вводу в строй крупнейшего телескопа - стодюймового рефлектора (250-сантиметрового - Прим. авт.). Приглашение работать в обсерватории среди других получил и Хаббл. Однако весной 1917 года, когда он заканчивал свою диссертацию, США вступили в Первую мировую войну. Молодой ученый отклонил приглашение и записался добровольцем в армию. В составе Американского экспедиционного корпуса майор Хаббл попал в Европу осенью 1918 года, незадолго до окончания войны, и в боевых действиях принять участие не успел. Летом 1919 года Хаббл демобилизовался и поспешил в Пасадену, чтобы принять приглашение Хейла.
На обсерватории Хаббл начал изучать туманности, сосредоточившись сначала на объектах, видимых в полосе Млечного Пути.
В хрестоматии «Книга первоисточников по астрономии и астрофизике, 1900–1975» К. Ланга и О. Гингерича (США), где воспроизведены самые выдающиеся исследования за три четверти двадцатого столетия, помещены три работы Хаббла, и первая из них - работа по классификации внегалактических туманностей. Две другие относятся к установлению природы этих туманностей и открытию закона красного смещения.
В 1923 году Хаббл приступил к наблюдениям туманности в созвездии Андромеды на шестидесяти и стодюймовых рефлекторах. Ученый сделал вывод, что большая Туманность Андромеды действительно другая звездная система. Такие же результаты Хаббл получил и для туманности МОС 6822 и туманности в Треугольнике.
Хотя об открытии Хаббла вскоре стало известно ряду астрономов, официальное сообщение последовало лишь 1 января 1925 года, когда на съезде Американского астрономического общества Г. Рессел зачитал доклад Хаббла. Известный астроном Д. Стеббинс писал, что доклад Хаббла «во сто крат расширил объем материального мира и с определенностью решил долгий спор о природе спиралей, доказав, что это гигантские совокупности звезд, почти сравнимые по размерам с нашей собственной Галактикой». Теперь Вселенная предстала перед астрономами пространством, заполненным звездными островами - галактиками.
Уже одно установление истинной природы туманностей определило место Хаббла в истории астрономии. Но на его долю выпало и еще более выдающееся достижение - открытие закона красного смещения.
Спектральные исследования спиральных и эллиптических «туманностей» были начаты в 1912 году на основе таких соображений1 если они действительно расположены за пределами нашей Галактики, то они не участвуют в ее вращении и поэтому их лучевые скорости будут свидетельствовать о движении Солнца. Ожидалось, что эти скорости будут порядка 200–300 километров в секунду, т. е. будут соответствовать скорости движения Солнца вокруг центра Галактики.
Между тем, за несколькими исключениями, лучевые скорости галактик оказались гораздо больше: они измерялись тысячами и десятками тысяч километров в секунду.
В середине января 1929 года в «Труды» Национальной академии наук США Хаббл представил небольшую заметку под названием «О связи между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». В то время Хаббл уже имел возможность сопоставить скорость движения галактики с расстоянием до нее для 36 объектов. Оказалось, что эти две величины связаны условием прямой пропорциональности: скорость равна расстоянию, умноженному на постоянную Хаббла.
Это выражение получило название закона Хаббла. Численное значение постоянной Хаббла ученый в 1929 году определил в 500 км/(с х Мпк). Однако он ошибся в установлении расстояний до галактик. После многократных исправлений и уточнений этих расстояний численное значение постоянной Хаббла сейчас принимается равным 50 км/(с х Мпк).
На обсерватории Маунт-Вилсон началось определение лучевых скоростей все более удаленных галактик. К 1936 году М. Хьюмасон публикует данные для ста туманностей. Рекордную скорость в 42 000 километров в секунду удалось зарегистрировать у члена далекого скопления галактик в Большой Медведице. Но это уже было пределом возможностей стодюймового телескопа. Нужны были более мощные инструменты.
«Можно подойти к вопросу о хаббловском расширении космоса, используя более привычные, интуитивные образы, - считает Т.Редже. - Например, представим себе солдат, выстроенных на какой-нибудь площади с интервалом 1 метр. Пусть затем подается команда раздвинуть за одну минуту ряды так, чтобы этот интервал увеличился до 2 метров. Каким бы образом команда ни выполнялась, относительная скорость двух рядом стоявших солдат будет равна 1 м/мин, а относительная скорость двух солдат, стоявших друг от друга на расстоянии 100 метров, будет 100 м/ мин, если учесть, что расстояние между ними увеличится от 100 до 200 метров. Таким образом, скорость взаимного удаления пропорциональна расстоянию. Отметим, что после расширения рядов остается справедливым космологический принцип: „галактики-солдаты“ по-прежнему распределены равномерно, и сохраняются те же пропорции между различными взаимными расстояниями.
Единственный недостаток нашего сравнения заключается в том, что на практике один из солдат все время стоит неподвижно в центре площади, в то время как остальные разбегаются со скоростями тем большими, чем больше расстояния от них до центра. В космосе же нет верстовых столбов, относительно которых можно было бы провести абсолютные измерения скорости; такой возможности мы лишены теорией относительности: каждый может сравнивать свое движение только с движением рядом идущих, и при этом ему будет казаться, что они от него убегают.
Мы видим, таким образом, что закон Хаббла обеспечивает неизменность космологического принципа во все времена, и это утверждает нас в мнении, что как закон, так и сам принцип действительно справедливы.
Другим примером интуитивного образа может служить взрыв бомбы; в этом случае, чем быстрее летит осколок, тем дальше он улетит. Спустя мгновение после самого взрыва мы видим, что осколки распределены в соответствии с законом Хаббла, т е. их скорости пропорциональны расстояниям до них. Здесь, однако, нарушается космологический принцип, поскольку если мы отойдем достаточно далеко от места взрыва, то никаких осколков не увидим. Этим образом подсказан самый знаменитый в современной космологии термин „большой взрыв“. Согласно этим представлениям, около 20 млрд. лет тому назад все вещество Вселенной было собрано в одной точке, из которой началось стремительное расширение Вселенной до современных размеров».
Закон Хаббла практически сразу же был признан в науке. Значение открытия Хаббла высоко оценил Эйнштейн. В январе 1931 года он писал: «Новые наблюдения Хаббла и Хьюмасона относительно красного смещения… делают вероятным предположение, что общая структура Вселенной не стационарная».
Открытие Хаббла окончательно разрушило существовавшее со времен Аристотеля представление о статичной, незыблемой Вселенной. В настоящее время закон Хаббла используется для определения расстояний до далеких галактик и квазаров.
КЛАССИФИКАЦИЯ ГАЛАКТИК
История «открытия» мира галактик весьма поучительна. Больше двухсот лет назад Гершель построил первую модель Галактики, преуменьшив ее размеры в пятнадцать раз. Изучая многочисленные туманности, разнообразие форм которых он первый и обнаружил, Гершель пришел к выводу, что некоторые из них являются далекими звездными системами «типа нашей звездной системы». Он писал: «Я не считаю необходимым повторять, что небеса состоят из участков, у которых солнца собраны в системы». И еще: «…эти туманности также могут быть названы млечными путями - с малой буквы в отличие от нашей системы».
Однако, в конце концов, сам Гершель занял в отношении природы туманностей другую позицию. И это было не случайностью. Ведь ему удалось доказать, что большинство открытых и наблюдавшихся им туманностей состоят не из звезд, а из газа. Он пришел к весьма пессимистическому выводу: «Все, что за пределами нашей собственной системы, покрыто мраком неизвестности».
Английский астроном Агнесса Кларк писала в книге «Система звезд» в 1890 году: «Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный ученый, располагающий всеми имеющимися доказательствами, не станет придерживаться мнения, что хотя бы одна туманность является звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем. Практически установлено, что все объекты, наблюдаемые на небе (как звезды, так и туманности), принадлежат к одному огромному агрегату»…
Причина такой точки зрения была в том, что долгое время астрономы не умели определять расстояния до этих звездных систем. Так, из проведенных в 1907 году измерений будто бы следовало, что расстояние до «Туманности Андромеды» не превышает 19 световых лет. Четыре года спустя астрономы пришли к выводу, что это расстояние составляет около 1600 световых лет. И в том, и в другом случае создавалось впечатление, что упомянутая туманность и в самом деле находится в нашей Галактике.
В двадцатые годы прошлого века между астрономами Шепли и Куртисом разгорелся ожесточенный спор о природе Галактики и других объектов, видимых с помощью телескопов. В числе этих объектов находится знаменитая туманность Андромеды (М31), которая видна невооруженным глазом всего лишь как звезда четвертой величины, но разворачивается в величественную спираль, если разглядывать ее в большой телескоп. К этому времени в некоторых из этих туманностей были зарегистрированы вспышки новых звезд. Кертис предположил, что в максимуме блеска упомянутые звезды излучают столько же энергии, что и новые звезды нашей Галактики. Так, он установил, что расстояние до Туманности Андромеды равно 500 000 световых лет. Это и дало Кертису основание утверждать, что спиральные туманности - это далекие звездные вселенные, подобные Млечному Пути. С таким выводом Шепли не соглашался, и его рассуждения также были вполне логичными.
Согласно Шепли, вся Вселенная состоит из одной нашей Галактики, а спиральные туманности типа М31 представляют собой более мелкие объекты, рассыпанные внутри этой Галктики, как изюм в куличе.
Предположим, говорил он, что Туманность Андромеды имеет такие же размеры, как и наша Галактика (300 000 световых лет по его оценке). Тогда, зная ее угловые размеры, находим, что расстояние до данной туманности составляет 10 миллионов световых лет! Но тогда непонятно, почему наблюдавшиеся в Туманности Андромеды новые звезды имеют большую яркость, чем в нашей Галактике. Если же яркость новых в этой «туманности» и в нашей Галактике одинакова, то отсюда следует, что Туманность Андромеды в 20 раз меньше нашей Галактики.
Куртис, напротив, считал, что М31 представляет собой самостоятельную галактику-остров, не уступающую в достоинстве нашей Галактике и отдаленную от нее на несколько сотен тысяч световых лет. Создание больших телескопов и прогресс астрофизики привели к признанию правоты Куртиса. Измерения, проделанные Шепли, оказались ошибочными. Он очень сильно недооценил расстояние до М31. Куртис, впрочем, также ошибался: теперь известно, что расстояние до М31 - более двух миллионов световых лет.
Природу спиральных туманностей окончательно удалось установить Эдвину Хабблу, который в конце 1923 года обнаружил в Туманности Андромеды первую, а вскоре еще несколько цефеид. Оценив их видимые величины и периоды, Хаббл нашел, что расстояние до этой «туманности» составляет 900 000 световых лет. Так окончательно была установлена принадлежность спиральных «туманностей» к миру звездных систем типа нашей Галактики.
Если же говорить о расстояниях до этих объектов, то их еще предстояло уточнять и пересматривать. Так, на самом деле расстояние до галактики М 31 в Андромеде равно 2,3 миллиона световых лет.
Мир галактик оказался удивительно огромным. Но еще большее удивление вызывает многообразие его форм.
Первую и довольно удачную классификацию галактик по их внешнему виду предпринял уже Хаббл в 1925 году. Он предложил относить галактики к одному из следующих трех типов: 1) эллиптические (обозначаемые буквой Е), 2) спиральные (S) и 3) неправильные (1 г).
К эллиптическим были отнесены те галактики, которые имеют вид правильных кругов или эллипсов и яркость которых плавно уменьшается от центра к периферии. Эту группу подразделяют на восемь подтипов от ЕО до Е7 по мере увеличения видимого сжатия галактики. Линзовидные галактики SO похожи на сильно сплюснутые эллиптические системы, однако имеют четко выделенное центральное звездообразное ядро.
Спиральные галактики, в зависимости от степени развития спиралей, подразделяются на подклассы Sa, Sb и Sc. У галактик типа Sa основной составной частью является ядро, тогда как спирали выражены еще слабо. Переход к последующему подклассу - констатация факта все большего развития спиралей и уменьшения видимых размеров ядра.
Параллельно нормальным спиральным галактикам существуют еще так называемые пересеченные спиральные системы (SB). У галактик этого типа очень яркое центральное ядро пересекается по диаметру поперечной полосой. Из концов этой перемычки и начинаются спиральные ветви, причем в зависимости от степени развития спиралей эти галактики делятся на подтипы SBa, SBb и SBc.
К неправильным галактикам (Ir) отнесены объекты, у которых отсутствует четко выраженное ядро и не обнаружена вращательная симметрия. Их типичными представителями являются Магеллановы Облака.
«Я использовал ее 30 лет, - писал впоследствии известный астроном Вальтер Бааде, - и хотя упорно искал объекты, которые нельзя было бы действительно уложить в хаббловскую систему, их число оказалось столь ничтожным, что я могу пересчитать их по пальцам». Классификация Хаббла продолжает служить науке, и все последующие модификации существа ее не затронули.
Некоторое время полагали, что эта классификация имеет эволюционный смысл, т. е. что галактики «передвигаются» вдоль «камертонной диаграммы» Хаббла, последовательно меняя свою форму. Сейчас этот взгляд считается ошибочным.
Среди нескольких тысяч ярчайших галактик насчитывается 17 процентов эллиптических, 80 процентов спиральных и около 3 процентов неправильных.
В 1957 году советский астроном Б.А. Воронцов-Вельяминов открыл существование «взаимодействующих галактик» - галактик, связанных «перемычками», «хвостами», а также «гамма-форм», т. е. галактик, у которых одна спираль «закручивается», тогда как другая «раскручивается». Позже были открыты компактные галактики, размеры которых составляют всего около 3000 световых лет, и изолированные в пространстве звездные системы с поперечником всего 200 световых лет. По своему внешнему виду они практически не отличаются от звезд нашей Галактики.
Новый общий каталог (НОС) содержит перечень около десяти тысяч галактик вместе с их важнейшими характеристиками (светимость, форма, отдаленность и т. д.) - и это лишь малая толика из десяти миллиардов галактик, в принципе различимых с Земли. Сказочный гигант, способный охватить взглядом сотню-другую миллионов световых лет, разглядывая Вселенную, увидел бы, что она заполнена космическим туманом, капельками которого являются галактики. Временами встречаются скопления, состоящие из тысяч галактик, собранных вместе. Одно такое гигантское скопление находится в созвездии Девы.
В свое время закон Хаббла сделал переворот в профессиональной астрономии. В начале ХХ века американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что наша Вселенная не статична, как казалось ранее, а постоянно расширяется.
Постоянная Хаббла: данные с различных космических аппаратов
Закон Хаббла – физико-математическая формула, доказывающая, что наша Вселенная постоянно . Причем расширение космического пространства, в котором находится и наша галактика Млечный путь, характеризуется однородностью и изотропией. То есть, наша Вселенная расширяется одинаково во всех направлениях. Формулировка закона Хаббла доказывает и описывает не только теорию расширение Вселенной, но и главную идею ее происхождения – теорию .
Наиболее часто в научной литературе закон Хаббла встречается под следующей формулировкой: v=H0*r. В этой формуле v означает скорость галактики, H0 – коэффициент пропорциональности, который связывает расстояние от Земли до космического объекта со скоростью его удаления (этот коэффициент еще называют «Постоянной Хаббла»), r – расстояние до галактики.
В некоторых источниках встречается другая формулировка закона Хаббла: cz=H0*r. Здесь c выступает, как скорость света, а z символизирует собой красное смещение – сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую красную сторону спектра по мере их удаления. В физико-теоретической литературе можно обнаружить и другие формулировки данного закона. Однако от разности формулировок суть закона Хаббла не меняется, а его суть заключается в описании того факта, что наша непрерывно расширяется во всех направлениях.
Открытие закона
Возраст и будущее Вселенной может быть определено путем измерения постоянной Хаббла
Предпосылкой к открытию закона Хаббла был целый ряд астрономических наблюдений. Так, в 1913 году американский астрофизик Вейл Слайдер обнаружил, что и несколько других огромных космических объектов движутся с большой скоростью, относительно Солнечной системы. Это дало ученому основание предположить, что туманность – это не формирующиеся в нашей галактике планетарные системы, а зарождающиеся звезды, которые находятся за пределами нашей галактики. Дальнейшее наблюдение за туманностями показало, что они не только являются другими галактическими мирами, но и постоянно удаляются от нас. Этот факт дал возможность астрономическому сообществу предположить, что Вселенная постоянно расширяется.
В 1927 году бельгийский ученый-астроном Жорж Леметр экспериментально установил, что галактики во Вселенной удаляются друг от друга в космическом пространстве. В 1929 году американский ученый Эдвин Хаббл при помощи 254-сантиметрового телескопа установил, что Вселенная расширяется и галактики в космическом пространстве удаляются друг от друга. Используя свои наблюдения, Эдвин Хаббл сформулировал математическую формулу, которая по сегодняшний день точно описывает принцип расширения Вселенной, и имеет огромное значение, как для теоретической, так и практической астрономии.
Закон Хаббла: применение и значение для астрономии
Закона Хаббла имеет огромное значение для астрономии. Его широко применяют современные ученые в рамках создания различных научных теорий, а также при наблюдении космических объектов.
Главное значение закона Хаббла для астрономии заключается в том, что он подтверждает постулат: Вселенная постоянно расширяется. Вместе с этим закон Хаббла служит дополнительным подтверждением теории Большого взрыва, ведь, как считают современные ученые, именно Большой взрыв послужил толчком для расширения «материи» Вселенной.
Закон Хаббла позволил выяснить также, что Вселенная расширяется во всех направлениях одинаково. В какой точке космического пространства не оказался бы наблюдатель, если он посмотрит вокруг себя, он заметит, что все объекты вокруг него одинаково от него удаляются. Наиболее удачно этот факт можно выразить цитатой философа Николая Кузанского, который еще в XV веке сказал: «Любая точка есть центр Безграничной Вселенной».
При помощи закона Хаббла современные астрономы могут с высокой долей вероятности просчитывать положение галактик и скоплений галактик в будущем. Точно так же с его помощью можно вычислить предположительное месторасположение любого объекта в космическом пространстве, спустя определенное количество времени.
- Величина, обратная постоянной Хаббла, равна примерно 13,78 миллиардам лет. Эта величина указывает на то, сколько времени прошло с момента начала расширения Вселенной, а значит, вполне вероятно указывает и на ее возраст.
- Наиболее часто закон Хаббла используют для определения точных расстояний до объектов в космическом пространстве.
3. Закон Хаббла определяет удаление от нас далеких галактик. Что касается ближайших к нам галактик, то здесь его действие не так ярко выражено. Связано это с тем, что эти галактики помимо скорости, связанной с расширением Вселенной, обладают еще и своей собственной скоростью. В связи с этим они могут, как удаляться от нас, так и приближаться к нам. Но, в общем и целом закон Хаббла актуален для всех космических объектов во Вселенной.
