Александр Шаров - Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

Еще один способ был предложен в СССР Я.Б. Зельдовичем и Р.А. Сюняевым. Он основан на совместных наблюдениях рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях галактик и рассеянного им реликтового радиоизлучения (с. 166—172) горячей Вселенной.

Новые методы хотя и позволили сделать отдельные уточнения, но все же не привели пока к резкому увеличению надежности измерения расстояний.

При определении постоянной Хаббла помимо трудностей измерения больших расстояний возникла еще одна проблема. Начиная с шестидесятых годов становилось все более очевидно, что на движения сравнительно близких к нам галактик, удаляющихся со скоростью не более 4000 км/с должны существенно влиять силы тяготения крупных местных сгущений вещества — скоплений галактик. Эти силы могут в сравнительно небольших масштабах заметно искажать общее хаббловское расширение. Такие местные искажения совершенно необходимо специально учитывать при определении постоянной Хаббла.

В последние десятилетия прослеживается четкое разделение ведущих специалистов по внегалактическим расстояниям на две группы. Одна из этих групп во главе с Сендиджем и швейцарским астрономом Г. Тамманом настаивает на том, что постоянная Хаббла приблизительно равна H = 50 км/(с∙Мпк).

Подытоживая результаты длительной работы, Тамман на симпозиуме «Наблюдательная космология» в Китае в 1986 г. сказал: «Для всех практических целей рекомендуется удобное число Н = 50 км/(с∙Мпк); вероятно потребуется длительное время прежде чем существенно иное значение станет необходимым».

Оценка Тамманом возможной систематической ошибки в определении Н такова: «Неточность в значении хаббловской постоянной вероятно определяется реалистическим 99% доверительным интервалом 35 < H < 75» (числа соответствуют единицам: км/(с∙Мпк)).

Многие астрономы не согласны, однако, с таким заключением. Приверженцы второй группы специалистов по внегалактическим расстояниям считают, что постоянная Хаббла близка к H = 100 км/(с∙Мпк). Глава этого направления французский астроном Ж. де Вокулёр в обзорной работе 1982 г. приходит к заключению: «Наиболее вероятное значение хаббловской постоянной... есть H = 95 ± 10 (среднеквадратичная ошибка) км/(с∙Мпк) ..., или в более общем виде ... 116 ≥ H ≥ 81...» (в единицах км/(с∙Мпк). Первую группу астрономов часто называют сторонниками «длинной» шкалы внегалактических расстояний, вторую — сторонниками «короткой».

Почему такая большая разница в оценке Н крупнейшими специалистами? Безусловно, в основе этого противоречия лежит недостаточность нашего знания, связанная с колоссальной трудностью проблемы. Более конкретно разница в выводах вызвана разными методиками, используемыми теми и другими специалистами.

Главное различие в методике состоит в том, что Сендидж и Тамман выбирают минимальное число наиболее надежных, по их мнению, индикаторов расстояний (первичных, вторичных и т. д.) и так же минимальное число надежных способов их калибровки, в то время как Ж. де Вокулёр, С. ван ден Берг и другие астрономы предпочитают брать большое число индикаторов и калибровать их всеми возможными способами. По образному выражению Ж. де Вокулёра первая группа предпочитает «ставить все свои деньги на одну лошадь», а вторая группа исповедует философию «распределения риска». Надо подчеркнуть, что разница вдвое в «короткой» и «длинной» шкалах расстояний получается только для самых удаленных объектов, находящихся от нас заметно дальше, чем ближайшее крупное скопление галактик в созвездии Девы. Оценки расстояний до ближайших галактик, в которых видны цефеиды — наиболее надежные первичные индикаторы внегалактических расстояний — у обеих групп приблизительно совпадают или же во всяком случае не сильно отличаются. Здесь разница составляет всего около двадцати процентов. С увеличением расстояний растет и расхождение между шкалами, достигая полутора на расстоянии скопления Девы и примерно двух для гораздо более далекого скопления в созвездии Волос Вероники.

Говоря о разных значениях Н — 50 и 100 км/с на мегапарсек — надо помнить, что из них следуют разные оценки возраста Вселенной. Так, в простейшей модели Эйнштейна — де Ситтера H = 50 км/(с∙Мпк) соответствует времени, прошедшем с начала расширения, t = 13∙10 9лет, а H = 100 км/(с∙Мпк) — вдвое меньшему. Между тем, оценки возраста шаровых скоплений, как правило, превышают 15 миллиардов лет, доходя до 18 миллиардов лет. Неопределенности в возрастах этих, вероятно, самых старых объектов во Вселенной, не меньше, чем неопределенности оценки постоянной Хаббла. Тем не менее, даже с учетом возможной ошибки, по-видимому, очень трудно, а может быть и невозможно, согласовать возраст шаровых скоплений в 15 миллиардов лет с возрастом Вселенной в 6,5 миллиардов лет (в простейшей космологической модели), следующим из значения постоянной Хаббла H = 100 км/(с∙Мпк).