Сборник статей - Библия и наука

Скорость этого удаления Хаббл определил около 1930 г. в 550 км/(с Мпс). Поэтому открытие красного смещения приписывается обычно ему. Непрерывные проверки эффекта, главным образом за счет увеличения шкалы расстояний до ближайших галактик, к настоящему времени довели постоянную Хаббла (Но) до значений около 50 км/(с • Мпс), но большинство астрофизиков все еще предпочитает пользоваться более ранним определением Но = 75 км/(с • Мпс). Оценка Хаббла 550 км/(с • Мпс) соответствует размеру вселенной около 2 млрд. световых лет.

В результате мы имеем современную картину нашей Местной системы галактик: всего известно 25 галактик, составляющих так называемую Местную систему, то есть сообщество галактик, непосредственно связанных друг с другом гравитационными силами. Поперечник Местной системы галактик равен примерно трем миллионам световых лет (≈1 млн. пс). В Местную систему помимо нашего Млечного Пути и его спутников входит и туманность Андромеды, ближайшая к нам гигантская галактика с ее спутниками, а также еще одна спиральная галактика созвездия Треугольника. Она повернута к нам «плашмя». Доминирует в Местной системе, безусловно, туманность Андромеды. Она в полтора раза массивнее Млечного пути.

Долгое время считалось, что ближайшая к нам галактика – Большое Магелланово Облако. В 1994 г. первенство получила карликовая галактика в созвездии Стрельца. Однако совсем недавно и это утверждение пришлось пересмотреть. В созвездии Большого Пса обнаружился еще более близкий сосед нашей Галактики. От него до центра Млечного Пути всего 42 тысячи световых лет.

Расстояния до далеких звезд, галактик, скоплений галактик приходится определять косвенными методами с использованием тех или иных космических индикаторов. Основными индикаторами расстояний до 10 Мпк являются цефеиды. Соответственно картина нашей галактики (Млечный путь) и картина Местной системы получена на основании методики определения расстояния по цефеидам.

Для подавляющего большинства звезд (в нашей галактике их около 100 млрд.) существует только одно характерное свойство, которое можно наблюдать – это цвет идущего от них света. Настроив телескоп на какую-нибудь отдельную звезду, можно разложить в спектр свет, испускаемый этой звездой. Разные звезды имеют разные спектры. Относительная яркость разных цветов аналогична свету, который излучает какой-нибудь раскаленный докрасна предмет (свет, излучаемый раскаленным докрасна непрозрачным предметом, имеет очень характерный спектр, зависящий только от температуры предмета, – тепловой спектр. Поэтому мы можем определить температуру звезды по спектру излучаемого ею света). Каждый химический элемент поглощает свой определенный набор характерных цветов. Мы можем сравнить их с теми цветами, которых нет в спектре звезды, и таким образом точно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной (абсолютной) светимостью. Считается, что светимость связана с массой звезды и возрастает пропорционально кубу массы. Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском».

Все звезды, в зависимости от видимого блеска, делятся на классы, называемые звездными величинами. Невооруженным глазом видны звезды 6-й величины. Более яркие светила имеют нулевую и отрицательные звездные величины. Самая яркая звезда Сириус имеет звездную величину минус 1,6; Канопус – минус 0,9; Бега – плюс 0,1; Капелла – плюс 0,2; Ригель – плюс 0,3; Арктур – плюс 0,2; Процион – плюс 0,5; Ахернар – плюс 0,6; А Центавра – плюс 0,1; Альтаир – плюс 0,9; В Центавра – плюс 0,9; Полярная – плюс 2,0.

Давайте посмотрим, что из себя представляет и на чем основывается метод определения расстояний по маякам вселенной – цефеидам [9].

Согласно астрономическим справочникам, «цефеиды – переменные звезды-сверхгиганты, периодически изменяющие свою светимость и, соответственно, наблюдаемую яркость. Прототип – звезда 8 Цефея». Светимость цефеид составляет тысячи и десятки тысяч светимостей Солнца. Соответственно, их можно наблюдать на достаточно больших расстояниях (до 10 Мпс). Между светимостью и периодом у цефеид существует эмпирическая зависимость: чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Существование связи «период-светимость» цефеид объясняется тем, что они подчиняются зависимости масса-светимость и зависимости период-плотность Q = Р sqrt (p) (где Р – период, р – плотность и Q – пульсационная постоянная), из которых следует, что цефеиды большей массы имеют большую светимость, меньшую плотность и больший период. Однако считается, что процессы, происходящие в цефеидах, достаточно сложны, и более доступно объяснить причины зависимости «период-светимость» не представляется возможным.