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

На начало 1988 г. наибольшие красные смещения, измеренные у галактик и квазаров, были соответственно z Г= 3,2 и z K= 4,4, Наибольшие же красные смещения, бывшие в распоряжении Хаббла, составляли всего z ≈ 0,004...

Среди многих проектов, которые призваны в ближайшее время существенным образом расширить наши знания о крупномасштабной структуре Вселенной и ее эволюции, очень важными, безусловно, являются проекты, связанные с выносом астрономических инструментов в космос.

О некоторых из них, непосредственно продолжающих линию исследований, начатую Хабблом, мы здесь расскажем.

В 1986 г. американцы планировали вывести на космическую орбиту телескоп с зеркалом диаметром 2,4 метра, носящий имя Хаббла. Трагическая катастрофа корабля «Шаттл» лишь отодвинула, но не отменила осуществление этого проекта. Сам телескоп со всеми научными приборами, по сообщению американских коллег, уже полностью готов. Этот уникальный телескоп должен осуществить качественный скачок в оптической астрономии, по меньшей мере столь же существенный, каким стало введение в строй 200-дюймового телескопа. Для работы с инструментом на орбите создан специальный Научный Институт Космического Телескопа.

Зеркало телескопа позволит получить в его фокусе изображения небесных объектов чрезвычайно высокого качества, не искаженные атмосферными помехами. Исследования будут проводиться в широком диапазоне длин электромагнитных волн — от далекой ультрафиолетовой до далекой инфракрасной области.

Для внегалактических исследований особенно важны: 1) широкоугольная камера с полем зрения 2,7'x2,7', состоящая из 1600x1600 детекторов фотонов, предназначенная для изучения объектов от 9,5 до 28-й звездной величины; 2) камера для изучения слабых объектов с полем зрения 11" ´ 11" с угловым разрешением 0,02" для наблюдения объектов от 21 до 28-й звездной величины; 3) спектрограф для объектов вплоть до 26-й звездной величины. Эти инструменты обеспечивают детальное фотометрическое исследование, изучение спектров и высокое угловое разрешение для объектов, находящихся примерно в десять раз дальше, чем позволяют наблюдения таких же объектов с поверхности Земли.

Возможность исследовать объекты во много раз слабее, чем были доступны крупнейшим телескопам с поверхности Земли, имеет решающее значение. Расстояния до галактик, в которых видны цефеиды, сторонники «длинной» и «короткой» шкал считают примерно одинаковыми. Разница накапливается при переходе к более далеким галактикам, когда цефеиды уже недоступны и приходится прибегать к гораздо менее надежным вторичным, а затем и третичным индикаторам расстояний. Отсюда ясна важность измерить расстояние до ближайшего крупного скопления галактик в созвездии Девы непосредственно по цефеидам, не прибегая к вторичным индикаторам.

Хаббловскии космический телескоп позволит решить эту важнейшую задачу наблюдательной космологии. В галактиках в скоплении Девы цефеиды с периодом в 20 дней и средней абсолютной звездной величиной —5,5 mдолжны иметь 26-ю видимую звездную величину и будут легко обнаружимы при экспозициях порядка 50 минут.

Многочисленные галактики в этом скоплении позволят космическому телескопу выявить и откалибровать также и вторичные индикаторы расстояний гораздо лучше, чем это сделано до настоящего времени. Такие вторичные индикаторы будут видны на расстояниях почти в десять раз больших, чем сейчас. Одна-две экспозиции достаточны, чтобы найти и измерить эти индикаторы — области HII, ярчайшие шаровые скопления — на расстояниях вплоть до скопления галактик в созвездии Волос Вероники, расположенного примерно в шесть раз дальше, чем скопление Девы,

Все это приведет к существенному улучшению наших знаний о масштабах Вселенной и позволит определить постоянную Хаббла с реальной точностью примерно до десяти процентов.

Космический телескоп также заметно улучшит калибровку первичных индикаторов и в нашей Галактике. Дело в том, что станет возможным, используя прямой метод тригонометрического параллакса, измерять с точностью до 10% расстояния до звезд, отстоящих от нас на 100 парсеков. Таким образом уточнятся расстояния до ближайших звездных скоплений, с которых начинается длинная лестница шкалы космических масштабов.

Достаточно точное знание расстояний до объектов, удаленных от нас на десятки миллионов парсеков, позволит надежно измерить небольшие отклонения в движениях галактик, вызванные тяготением крупных скоплений, от общего расширения Вселенной. По отклонениям вычисляют соответствующие силы тяготения и суммарную массу вещества, включая труднонаблюдаемые формы, входящие в скопления галактик. Напомним, что плохое знание этой величины является самым слабым звеном в определении средней плотности вещества в больших масштабах. Следовательно, будет решена одна из самых сложных задач наблюдательной космологии — определение средней плотности вещества во Вселенной. От этой величины зависит, будет ли Вселенная неограниченно расширяться или же расширение сменится сжатием.