Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

За последние годы разработано много новых методов. Если предположить, что галактики определенного типа имеют известную светимость, то расстояние до них вычислить несложно. К сожалению, нам неизвестны такие «галактики — стандартные свечи». Возьмем, например, галактику Андромеда и два ее спутника — М32 и М110, представленные на цветной вкладке. Если бы все галактики имели одинаковый размер, то надо было бы заключить, что спутники расположены гораздо дальше Андромеды. Так что определение расстояний до галактик по их размеру или блеску очень ненадежно. Лучше вернуться к методу Эпика, который определил расстояние до галактики Андромеда, используя скорость ее вращения для оценки светимости. В современном виде это называется методом Талли-Фишера; он дает значения расстояний с ошибкой менее 30 %. Измерять скорости вращения проще, используя радиотелескоп. Почему вращение позволяет определить истинную светимость галактики? Потому что чем массивнее галактика, тем быстрее она вращается; а раз она более массивная, то в ней больше звезд и сильнее звездное излучение. За последнее время методом Талли-Фишера измерены расстояния до тысяч галактик.

Нужно отметить одну щекотливую проблему всех методов, использующих «стандартную свечу». Вызвана она тем неудобством, что астроном не может передвигаться между галактиками, а вынужден оставаться на одном месте — в Солнечной системе. Когда для исследования выбираются галактики, то неизбежно возникает тенденция учитывать тусклые галактики в ближнем пространстве и все более яркие на более далеких расстояниях. В результате это приводит к ошибке, названной «сдвиг Малмквиста» (Malmquist bias), которую впервые обсуждал шведский астроном Гуннар Малмквист (1893–1982) в связи с исследованием звезд. Многие базы астрономических данных могут быть искажены этим эффектом. Это преуменьшает расстояния, поэтому значение постоянной Хаббла (= скорость/расстояние) становится больше.

Постоянная Хаббла (Н) тесно связана со шкалой расстояний и с возрастом расширяющейся Вселенной. Расстояние R до галактики, скорость удаления которой равна V, составляет V/Н (из закона Хаббла). Следовательно, чем меньше постоянная Хаббла, тем больше расстояние, вычисленное по скорости (то есть по красному смещению). Связь с возрастом также нетрудно проследить. Предположим, что на протяжении всей истории Вселенной скорость V взаимного удаления двух галактик оставалась постоянной. Тогда понятно, что некоторое конечное время тому назад эти две (да и все остальные) галактики были очень близки друг к другу. Это время, или «возраст Вселенной», определяется с помощью элементарной математики — делением современного значения расстояния R между галактиками на их взаимную скорость V. Легко видеть, что отношение R/V равно 1/H. Следовательно, вычисленный возраст Вселенной обратно пропорционален принятому значению постоянной Хаббла.

Современные измерения показывают, что постоянная Хаббла равна примерно 70 км/с на 1 Мпк, то есть при расстоянии между галактиками в 1 млн парсеков (3,26 млн световых лет) они удаляются друг от друга со скоростью около 70 км/с. Удобно помнить, что скорость в один километр за секунду соответствует расстоянию в один парсек за миллион лет. Тогда со скоростью 70 км/с для удаления на один парсек потребуется 14 000 лет, а на миллион парсеков —14 млрд лет. Получается, что возраст Вселенной, с того момента, когда галактики «сидели на голове друг у друга», составляет около 14 млрд лет. Точное значение возраста зависит от того, увеличивались или уменьшались скорости галактик с момента Большого взрыва (этот вопрос обсуждается в главе 23).

В первой половине XX века считалось, что постоянная Хаббла примерно в 7 раз больше современной оценки (рис. 21.15). Поэтому вычисленный возраст Вселенной получался равным всего 14/7 = 2 млрд лет.

Рисунок 21.15 показывает, как изменялась оценка постоянной Хаббла за последние десятилетия. Вид этой зависимости говорит о трудностях при измерении расстояний до галактик. В основном с эффектом Малмквиста было связано расхождение между двумя «школами» астрономов, возникшее в 1980-е годы. Жерар де Вокулёр и его коллеги предпочитали значение Н около 100, а «старейшина современной наблюдательной космологии» Аллан Сэндидж и его давний европейский коллега Густав Тамман получали значение близкое к 55 (постоянная Хаббла измеряется в единицах «км/с на Мпк», Мпк = 1 млн парсеков). Позже это разногласие удалось преодолеть. В общем, большое различие полученных значений постоянной Хаббла показывает, что измерение космических расстояний — это нелегкое искусство. Сейчас развито несколько особых методов, обходящих привычную лестницу расстояний и свободных от сдвига Малмквиста. Они дают значения от 60 до 80. Во врезке 21.2 коротко описано, как значение постоянной Хаббла связано с размером и возрастом расширяющейся Вселенной.