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

Совместить космологическую теорию и наблюдения в этом случае можно вероятно, только возвращаясь к первоначальной идее Эйнштейна о существовании сил отталкивания, описываемых космологической постоянной Λ в уравнениях поля. Введение этих сил позволяет, в принципе, сколь угодно «растянуть» время, прошедшее с начала расширения Вселенной.

Обо всей ситуации, сложившейся с двумя шкалами внегалактических расстояний, Ж. де Вокулёр пишет: «Путь прогресса в астрономии редко бывает прямым, он усыпан развалинами ложных теорий, ошибочных наблюдений, неправильных интерпретаций, которые хотя и могли задержать на некоторое время продвижение науки, часто делали положительный вклад в нее, концентрируя внимание исследователей на данном вопросе. Разрешение противоречий между конфликтующими точками зрения или результатами является признанным механизмом прогресса. И хотя через несколько лет путаная история с длинной и короткой шкалами расстояний станет главным образом уделом историков астрономии, неоспоримо, что рассматриваемая ситуация была последние восемь лет непосредственной причиной огромных усилий многих астрономов. В процессе исследований были установлены и исключены источники систематических ошибок, были развиты новые и лучшие методы определения расстояний, местная анизотропия поля скоростей была, наконец, окончательно признана всеми и, вероятно, неожиданно были получены указания на ненулевую космологическую постоянную».

Если числовое значение постоянной Хаббла известно недостаточно хорошо, то сама форма зависимости — пропорциональность скорости удаления галактик их расстоянию, установлена весьма надежно. Для проверки формы закона расширения Вселенной необязательно знать численное значение коэффициента Н. Действительно, если мы знаем, что какой-то индикатор расстояний имеет постоянную (хотя и неизвестную точно) светимость, то, сравнивая между собой видимые звездные величины этих объектов, находящихся на разных расстояниях, можно непосредственно узнать отношение их расстояний. Таким образом, видимые звездные величины таких индикаторов служат указателями относительных расстояний.

Еще Хаббл предложил использовать в качестве индикаторов целые галактики в скоплениях. Отдельные случайные галактики не могут служить индикаторами расстояний, так как их светимости весьма различны. Имеются галактики, совокупная светимость звезд которых в десятки раз больше светимости нашей Галактики. Но есть и такие, которые светят в сотни раз слабее. Однако ярчайшие галактики в скоплениях, как правило, имеют близкие светимости (сам Хаббл использовал не первую, а пятую по яркости галактику скопления, но это, конечно, не меняет сути дела). Поэтому для проверки пропорциональности скорости расширения Вселенной расстоянию строят зависимость между видимой звездной величиной ярчайших галактик в скоплениях и красным смещением, характеризующим скорость удаления скопления. Эту последнюю величину обычно обозначают буквой z и она определяется как изменение длины волны линий в спектре, деленное на длину волны той же линии в случае неподвижного источника: z = Δλ/λ.

На рис. 3 (с. 92) приведена такая зависимость по данным А. Сендиджа и Г. Таммана 1981 г. Как видно, линейная зависимость между логарифмом z и звездной величиной, предсказываемая законом Хаббла, соблюдается весьма точно вплоть до z ≈ 0,7.

В левом нижнем углу рисунка изображен черный прямоугольник. Он соответствует области данных, которыми располагал Хаббл в 1929 г., когда открывал свой закон. Это сравнение наглядно демонстрирует, как далеко продвинулась астрономия за последние полвека.

Еще недавно казалось, что прогресс будет даже большим. Надежды связывались с открытыми в начале шестидесятых годов квазарами. История открытия этих объектов начинается в сентябре 1960 г., когда Т. Метьюз и А. Сендидж получили на знаменитом 200-дюймовом телескопе фотографию очень компактного радиоисточника, носящего номер ЗС48 в Третьем Кембриджском каталоге. Объект выглядел, как звезда 16 m, окруженная слабой туманностью. Через месяц Сендидж получил его спектр. В нем имелись широкие линии излучения, которые, однако, не соответствовали линиям какого-либо известного химического элемента. В последующие два года Метьюз и Сендидж, а затем и другие астрономы показали, что и еще некоторые точечные радиоисточники также отождествляются в оптических лучах со слабыми звездоподобными объектами.