Стивен Маран - Астрономия для чайников

Оценки возраста Вселенной в значительной степени зависят от числа, которое занимало астрономов в течение десятилетий, — это постоянная Хаббла, представляющая собой скорость расширения Вселенной в настоящее время. Поиски этого числа начались в 1929 году, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил доказательства того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. В частности, он сделал замечательное открытие: все далекие галактики (находящиеся за пределами Местной Группы Галактик, о которой говорилось в главе 12), похоже, удаляются от нашей родной галактики, Млечного Пути.

При этом Хаббл обнаружил, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Представим, например, две галактики, одна из которых в 2 раза дальше от Млечного Пути, чем другая. Так вот: галактика, которая в 2 раза дальше, удаляется в 2 раза быстрее. (По общей теории относительности Эйнштейна сами галактики не движутся; расширяется ткань пространства, в которую они включены.) Это соотношение называется законом Хаббла.

Коэффициент, связывающий расстояние до галактики со скоростью ее удаления, называется постоянной Хаббла и обозначается Н 0 . Другими словами, скорость удаления галактики равна H 0 , умноженной на расстояние до галактики. Таким образом, Н 0 выражает собой степень скорости расширения Вселенной и, следовательно, определяет ее возраст.

Постоянная Хаббла измеряется в километрах в секунду на мегапарсек. (Один мегапарсек равен 3,26 миллиона световых лет.) После многолетних исследований астрономам с помощью телескопа "Хаббл" (обсерватория, находящаяся на орбите Земли и названная в честь Эдвина Хаббла) недавно удалось установить значение постоянной Хаббла. Они сообщили, что она примерно равна 70 (км/с)/Мпс. Это означает, что галактика, находящаяся на расстоянии примерно 30 мегапарсеков (около 100 миллионов световых лет) от Земли, удаляется от нас со скоростью 2100 км/с.

Но постоянная Хаббла на самом деле может вовсе и не быть постоянной. Причины этого следующие: взаимное гравитационное притяжение галактик могло замедлить расширение, которое началось после Большого Взрыва, или какая-то таинственная космическая энергия недавно его ускорила. Скорость расширения в прошлом могла быть другой. Аналогично, величина, обратная постоянной Хаббла, (т. е. 1/H 0 ), — так называемый хаббловский возраст (Hubble age) — может указывать на возраст Вселенной, если с момента Большого Взрыва скорость расширения была постоянной.

Ученые вычисляют величину Н 0 делением скорости движения галактик на расстояние до них. Скорость получить просто: астрономы анализируют длины световых волн, излучаемых или поглощаемых галактикой. Свет от объекта, который удаляется от Земли, смещается в красную область спектра, т. е. в область больших длин волн. Чем больше красное смещение, тем быстрее удаляется от нас галактика.

А вот измерить расстояние до галактики гораздо труднее.

Чтобы точно измерить скорость расширения Вселенной, астрономы должны оценить расстояние до очень отдаленных галактик, находящихся на расстоянии 600 миллионов (или больше) световых лет от Земли. На меньших расстояниях расширению частично противодействует гравитационное притяжение галактик, которые находятся сравнительно недалеко от Млечного Пути.

Но у астрономов нет абсолютно надежного способа непосредственного измерения расстояний до отдаленных галактик. Вместо этого им приходится довольствоваться разнообразными косвенными методами. Делая калибровку расстояния до соседних галактик, а затем двигаясь дальше, шаг за шагом, к более отдаленным галактикам, астрономы постепенно, по кусочкам, составляют "измерительную линейку" для Вселенной.

Для большинства стратегий измерения расстояния требуется нечто вроде стандартной свечи , космического эквивалента электрической лампочки известной мощности.

Предположим, вы считаете, что вам известен истинный блеск, или светимость , звезды определенного типа. Свет от отдаленного источника тускнеет пропорционально квадрату расстояния. Поэтому степень тусклости этой звезды в далекой галактике показывает, насколько эта галактика далека.

Желтые пульсирующие звезды, которые называют переменными цефеидами (Cepheid variables), остаются одними из самых надежных "стандартных свечей" для оценки расстояния до сравнительно близких галактик (см. главу 12). Блеск этих молодых звезд периодически увеличивается и уменьшается.

В 1912 году Генриетта Ливитт из обсерватории Гарвардского колледжа обнаружила, что скорость изменения цефеидами их блеска непосредственно связана с их истинной светимостью. Чем дольше этот период (изменения блеска), тем больше светимость.

Сверхновые типа Iа (см. выше в этой главе раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" и главу 11) — это еще один тип "стандартной свечи". Поскольку сверхновые намного ярче цефеид, их можно увидеть в гораздо более далеких галактиках. В недавних исследованиях по вычислению постоянной Хаббла использовались оба этих типа "свечей", а также два других типа калибраторов.

Но все же эти методы пока достаточно грубые. Поэтому, хотя мы знаем наверняка, что Вселенная расширяется, точное значение скорости этого расширения, а также то, как она изменилась за миллиарды лет, пока неизвестны. Наверное, некий эквивалент космического гаишника стоит где-то неподалеку с радиолокатором для измерения скорости расширения Вселенной. Но заглянуть ему через плечо и увидеть значение скорости — довольно непросто!

В написании данной главы принимал участие Рон Ковен, освещающий вопросы астрономии и космоса в Science News .

В этой части…

Случалось ли вам когда-нибудь на вечеринке в отчаянии думать: что бы такого необычного и интересного сказать? Вы напрягали свой мозг в поисках умных мыслей, чтобы завладеть вниманием аудитории и заставить всех поверить в ваши выдающиеся интеллектуальные способности. Что ж, прочитав эту часть, при следующем удобном случае вы сумеете вставить пару умных фраз и блеснуть эрудицией. Я предлагаю вам десять удивительных фактов о космосе, которые гарантируют вам всеобщий интерес и внимание. А затем я познакомлю вас с десятью основными ошибками, которые человечество в целом и средства массовой информации в частности делали и продолжают делать, когда рассуждают об астрономии.