Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер

наблюдаемое увеличение длины волны эмиссионной линии, а λo — длина волны, измеренная в лаборатории. Эта величина отражает степень расширения Вселенной с тех пор, как свет был впервые испущен. У квазара 3С 273 наблюдаемое красное смещение составляет z = 0,158. Это означает, что с тех пор, как он впервые излучил наблюдаемый нами свет, Вселенная расширилась на 16 %, или в 1,16 раза. Принимая как данность то, что возраст Вселенной составляет 13,8 млрд лет (и, по существу, она свободно расширяется), мы видим свет таким, каким он был испущен около 2,4 млрд лет назад.

Подсчет галактик

Как показано в этой главе, в наблюдаемой Вселенной удивительно много самых разнообразных галактик. Астрономы, вдохновленные их изумительной красотой, провели тщательную спектрозональную съемку и спектроскопические исследования — и выявили в пределах этих галактик сложное взаимодействие между звездами, газом и активными ядрами. Более того, они начали собирать воедино все сведения, связанные с эволюцией этих «островных вселенных» на протяжении космологического времени (см. гл. 10). Но сначала нам предстоит еще многому научиться и пока что просто подсчитать галактики, которые мы можем наблюдать. Впервые это с успехом сделали в 1996 году, после того как космический телескоп «Хаббл» фотографировал один и тот же участок неба в течение рекордных десяти дней непрерывной выдержки. «Глубокий обзор Хаббла», полученный в итоге, запечатлел лишь крошечный участок неба в созвездии Большой Медведицы. Представьте, что вы, держа в вытянутой руке монету в десять центов, фиксируете взгляд на глазе Рузвельта — это эквивалент небольшого поля обзора, доступного «Хабблу». Однако на нем были многие тысячи галактик. Этот невероятный «образец ядра» галактической Вселенной предоставил исследователям самые разные возможности, в том числе и шанс оценить общее число галактик в видимом космосе.

Достаточно сказать, что количество галактик, доступных наблюдению, поистине поразительно — от 50 до 100 миллиардов, — и это только гигантские галактики и карликовые галактики со вспышкой звездообразования. Меньшие и менее активные галактики пока остаются вне досягаемости наших исследовательских станций. С 1996 года «Хаббл», «Спитцер» и несколько наземных телескопов позволили нам получить другие глубокие обзоры космоса. Теперь у нас есть спектрозональное досье образцов галактического ядра, доступ к которому позволит изучить эволюцию галактик за космологическое время — начиная от более чем 10 млрд лет назад и заканчивая нашей эпохой. Однако, чтобы действительно обнаружить «первый свет» от самых молодых галактик, нам придется дождаться космического телескопа «Джеймс Уэбб» и других телескопов, сконструированных именно для того, чтобы уловить это едва заметное первичное излучение (см. гл. 10).

Расширение космоса

В 1920-х годах, задолго до «Хаббла» и его потрясающих сверхчетких снимков, астрономы начали пристально изучать галактики, доступные их детекторам и телескопам. Разделив галактический свет на спектры и сфотографировав их на длинной выдержке, они увидели на спектральных линиях значительные доплеровские смещения, заметные в длине волны. Спектры с синим смещением указывали на приближение к нам, спектры с красным — на удаление от нас. Например, галактика Андромеды (М31) показала синее смещение, вызванное тем, что она и Млечный Путь сходятся друг с другом со скоростью 110 км/с. Синее смещение имеет и галактика Треугольника (М33), которая движется к нам со скоростью 44 км/с.

Однако за пределами Местной группы для большинства галактических спектров были характерны красные смещения. Милтон Хьюмасон, талантливый помощник Эдвина Хаббла, искусно фиксировал эти спектры на фотопластинках с помощью вышеупомянутого телескопа Хукера, расположенного в южной Калифорнии, — самого большого телескопа в мире на тот момент. В ходе работы над спектрами Хаббл соотнес их красные смещения с самыми точными на то время оценками расстояния до соответствующих галактик и в 1929 году вывел свой фундаментальный закон: чем дальше до галактики, тем больше ее красное смещение. Сам он понимал это смещение как скорость удаления в соответствии с оптическим эффектом Доплера. Этого хватило, чтобы он совершил огромный концептуальный скачок и интерпретировал свой закон как свидетельство расширяющейся галактической Вселенной. Наглядные аналогии помогут нам яснее представить ход его рассуждений.

Предположим, у нас есть булочка с изюмом, которую мы собираемся поместить в печь. Выберем одну изюминку. Все остальные находятся от нее на определенном расстоянии: одни очень близко, а другие — подальше и ближе к другому краю булочки. Как только булочка испечется, она станет шире. Самые близкие изюминки отодвинутся от нашей «избранницы» совсем чуть- чуть, но те, которые были больше удалены от нее изначально, расположатся еще дальше, а несколько, находящихся на дальнем краю, отодвинутся на наибольшее расстояние. Это соотношение расстояние — движение работает для любой случайно выбранной изюминки. Другими словами, так подтверждается глобальное расширение.

Рис. 8.5. Недавний график с демонстрацией закона Хаббла, связавшего расстояние до галактики в мегапарсеках (Мпк) и скорость ее удаления (км/с). Наклон функции дает значение постоянной Хаббла, в данном случае равное 72 (км/с)/ Мпк. (По источнику: W. L. Freedman et al., Astrophysical Journal, vol. 553 [2001], p. 47.)

Сегодня астрономы больше не интерпретируют красные смещения галактик как следствие кинематической модели, согласно которой галактики удаляются от нас со скоростями, зависящими от соответствующих расстояний. Теперь они рассматривают рас — тяжение длин световых волн совершенно иначе — как признак расширения пространства. Это не галактики путешествуют в космосе — это сама ткань космоса расширяется и увлекает их за собой! К счастью, в этом случае аналогия с расширяющейся булочкой подходит еще лучше.

Несмотря на верные толкования, скорость расширения по- прежнему выражается в кинематических единицах, (км/с)/Мпк (Мпк — сокращение от мегапарсек, где 1 Мпк = 1 млн парсек, или 3,26 млн световых лет). В настоящее время наиболее точная оценка так называемой постоянной Хаббла (Но), рассчитанная на основе наиболее точно измеренных расстояний до галактик, составляет: Ho = 72 ± 6 (км/с)/Мпк, в то время как скорость удаления (vr), согласно кинематической интерпретации, линейно связана с расстоянием и выражается формулой vr = Ho ∙ d, что показано на рис. 8.5.

РАЗЛИЧНЫЕ ЗНАЧЕНИЯ ПОСТОЯННОЙ ХАББЛА

Недавние измерения, основанные на различных подходах, позволили уменьшить неопределенность в соответствующих значениях постоянной Хаббла. Однако сами значения теперь отличаются — и, возможно, значительно. Пока я пишу этот абзац, измерение расстояний до галактик, предполагающее использование сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей, дает значение Ho, равное 74,0 ± 1,5 (км/с)/Мпк. Однако подробные данные, связанные с космическим микроволновым фоном, указывают на значение 67,5 ± 0,5 (км/с)/Мпк, в то время как новый метод измерения расстояний, главную роль в котором играет гравитационное линзирование удаленных квазаров более