- Перевод
Часть изображения, полученного в рамках наблюдения Hubble eXtreme Deep Field , в комбинированном ультрафиолете, видимом свете и инфракрасном излучении – самого глубокого взгляда во Вселенную из всех, что мы предпринимали. Различные видимые здесь галактики находятся на разных расстояниях и имеют разное красное смещение, что позволяет нам вывести закон Хаббла.
Вселенная огромна, и на миллиарды световых лет во всех направлениях заполнена звёздами и галактиками. С самого Большого взрыва свет путешествует, отправляясь с каждого создавшего его источника, и совсем малая часть этого света доходит до наших глаз. Но свет не просто перемещается через пространство из точки испускания и до того места, где мы находимся сегодня; кроме этого, расширяется сама ткань пространства.
Чем дальше от нас находится галактика, тем больше пространство между нами растягивает – и смещает в красную часть спектра – тот свет, что в итоге прибудет к нашим глазам. Заглядывая на всё более далёкие расстояния, мы видим увеличение красного смещения. Если построить график того, как видимая скорость удаления зависит от расстояния, мы получим красивое, прямолинейное взаимоотношение: закон Хаббла . Но наклон этой линии, постоянная Хаббла, на самом деле совсем не постоянен. И это одно из наиболее сильных заблуждений во всей астрономии.
Зависимость красного смещения от расстояния для удалённых галактик. Не попадающие на линию точки смещены из-за разности пекулярных скоростей , но они лишь немного отклоняются от наблюдаемой общей картины. Изначальные данные, полученные самим Эдвином Хабблом, и впервые использованные для демонстрации расширения Вселенной, умещаются в небольшой красный прямоугольник в левом нижнем углу.
Расширение Вселенной мы понимаем двояко: теоретически и через наблюдения. Наблюдая за Вселенной, мы видим несколько важных фактов, связанных с расширением:
- Вселенная расширяется с одной скоростью во всех направлениях.
- Чем дальше находится галактика, тем быстрее она от нас удаляется.
- Всё это верно только в среднем.
Двумерный срез ближайших к нам участков Вселенной, плотность которых выше (красное) и ниже (синее/чёрное) среднего значения. Линии и стрелки показывают направления пекулярных скоростей, но вся эта картина включена в ткань расширяющегося пространства.
Но эта проблема не является непреодолимой. Во Вселенной есть не просто несколько галактик, расстояние и красное смещение которых мы можем измерить; мы провели такие измерения буквально для миллионов галактик. Огромное количество галактик мы можем сгруппировать так, чтобы каждая группа находилась на определённом среднем расстоянии от нас, и мы могли бы подсчитать их среднее красное смещение. После такой процедуры мы обнаруживаем прямолинейную зависимость, определяющую закон Хаббла.
Но вот, в чём сюрприз. Если заглянуть на достаточно большие расстояния, становится видно, что скорость расширения уже не подчиняется прямолинейному закону, и начинает закругляться.
Зависимость скорости видимого расширения (ось у) от расстояния (ось х) соответствует тому, что Вселенная в прошлом расширялась быстрее, однако расширяется и сегодня. Это современная (2014 год) версия работы Хаббла, распространяющаяся на расстояния в тысячи раз большие. Заметим, что точки не формируют прямую линию, а значит, скорость расширения со временем меняется.
Используя термин «постоянная Хаббла», мы имеем в виду наклон этой линии. Если это не линия – то есть, если её наклон меняется – это говорит о том, что хаббловская скорость расширения Вселенной не является константой! Мы называем её постоянной Хаббла потому, что Вселенная расширяется с одной и той же скоростью в любой её точке: постоянная Хаббла постоянна в пространстве.
Но скорость расширения, и значение постоянной Хаббла, изменяются со временем. Это не загадка, а то, чего и следовало ожидать. Чтобы это понять, давайте посмотрим на это с другой точки зрения: теоретической.
Итан Сигель на фоне гиперстены Американского астрономического общества в 2017 году, вместе с первым уравнением Фридмана, справа.
#МоёЛюбимоеУравнение
Первое уравнение Фридмана предсказывает скорость расширения Вселенной на основании её содержимого
Первое уравнение Фридмана получается у нас, если начать со Вселенной, равномерно заполненной материей, излучением и всеми остальными формами энергии. Единственные используемые здесь предположения – Вселенная изотропна (одинаковая во всех направлениях), гомогенна (имеет одинаковую плотность повсюду) и подчиняется Общей теории относительности. Приняв это, вы получаете взаимоотношение величины H, скорости Хаббла (слева) и различных форм материи и энергии Вселенной (справа):
Первое уравнение Фридмана, как его обычно записывают сегодня. Левая часть определяет скорость расширения и эволюцию пространства-времени, а правая включает все различные формы материи и энергии, а также пространственную кривизну
Что интересно, с расширением Вселенной плотности материи, излучения и энергии могут меняться. К примеру, с расширением Вселенной увеличивается её объём, но общее количество частиц остаётся неизменным. Это означает, что в расширяющейся Вселенной:
- плотность материи падает как a -3 ,
- плотность излучения падает, как a -4 ,
- плотность тёмной энергии остаётся постоянной, и эволюционирует, как a 0 ,
Как материя (вверху), излучение (в середине) и космологическая константа (внизу) развиваются со временем в расширяющейся Вселенной
Вселенная с большей плотностью энергии расширяется быстрее. И наоборот, вселенная с меньшей плотностью энергии расширяется медленнее. С возрастом Вселенная расширяется: при расширении материя и излучение становятся менее плотными; с уменьшением плотности уменьшается и скорость расширения. В любой момент времени скорость расширения определяет значение постоянной Хаббла. В далёком прошлом скорость расширения была гораздо больше, а сегодня – наименьшая.
Различные компоненты и вклады в плотность энергии Вселенной, и периоды их доминирования. Если бы космические струны или стены доменов существовали в каком-то значимом количестве, они вносили бы существенный вклад в расширение Вселенной. Могут даже быть и какие-то другие компоненты Вселенной, которых нам уже больше не видно, или которые ещё только собираются проявить себя! К сегодняшнему моменту тёмная энергия доминирует, материя достаточно важна, а излучением можно пренебречь.
Так почему же очень удалённые галактики подчиняются этому прямолинейному соотношению? Потому, что весь свет, прибывающий к нашим глазам, от света, испущенного соседней галактикой, до света, испущенного галактикой, находящейся в миллиардах световых лет от нас, к моменту подхода к нам достигает возраста в 13,8 млрд лет. Ко времени прихода света всё во Вселенной прожило ту же самую постоянно меняющуюся Вселенную, что и мы. Постоянная Хаббла в прошлом, когда была испущена большая часть света, была выше, но на то, чтобы этот свет прибыл к нашим глазам, ушло миллиарды лет.
Свет может быть испущен с разной длиной волны, но расширение Вселенной растянет его в пути. Свет, испущенный галактикой 13,4 млрд лет назад в ультрафиолете, будет сдвинут в инфракрасный диапазон.
Со временем Вселенная расширялась, а значит, длина волны света увеличивалась. Тёмная энергия стала достаточно важной лишь в последние 6 млрд лет, и мы дошли до момента, когда она довольно быстро становится единственным компонентом Вселенной, влияющим на скорость её расширения. Если бы мы вернулись в то время, когда Вселенная была в два раза моложе, то скорость расширения была бы на 80% больше сегодняшней. А когда Вселенной было 10% от текущего возраста, скорость расширения была в 17 раз больше, чем сегодня.
Когда Вселенная станет в десять раз старше, чем сегодня, её скорость расширения составит 18% от сегодняшней.
Голубым закрашен диапазон возможных неопределённостей того, как плотность тёмной энергии может отклоняться в прошлом и будущем. Данные указывают на наличие истинной космологической «константы», но другие возможности пока никто не отверг. К сожалению, преобразование материи в излучение не может быть кандидатом на тёмную энергию; в результате его то, что раньше вело себя, как материя, просто ведёт себя, как излучение.
Всё из-за наличия тёмной энергии, ведущей себя, как космологическая константа. В далёком будущем материя и излучение станут относительно неважными по сравнению с тёмной энергией, а значит, плотность энергии Вселенной будет оставаться постоянной. В таких условиях скорость расширения достигнет устойчивой и конечной величины, и таким и останется. В далёком будущем постоянная Хаббла станет постоянной не только в пространстве, но и во времени.
В далёком будущем, измерив скорость и расстояние до всех видимых объектов, мы получим одинаковый наклон этой линии повсюду. Постоянная Хаббла станет истинно постоянной.
Относительная важность различных компонентов энергии Вселенной в различное время в прошлом. Когда тёмная энергия приблизится в будущем к отметке в 100%, плотность энергии Вселенной будет оставаться постоянной на сколь угодно большом промежутке времени.
Если бы астрономы точнее обращались со словами, они назвали бы H параметром Хаббла, а не постоянной Хаббла, поскольку она меняется со временем. Но несколько поколений подряд мы могли измерять относительно небольшие расстояния, и H казалась постоянной, поэтому мы не стали её переименовывать. Нам приходится лишь уточнять, что H это функция времени, и только сегодня – когда мы называем её H 0 - она постоянна. На самом деле параметр Хаббла изменяется со временем, и остаётся постоянным только по всему пространству. Но если бы мы дожили до далёкого будущего, мы увидели бы, что H в какой-то момент перестаёт меняться. Сегодня мы можем тщательно разделять реальные постоянные величины и те, что меняются со временем, но в далёком будущем благодаря тёмной энергии этой разницы уже не будет.
Ю.Н.Ефремов
Самое грандиозное явление, известное человеку - это расширение нашей Вселенной, доказанное в 1929 г. Расстояния между скоплениями галактик непрерывно возрастают, и это важнейший факт для понимания устройства Мироздания. Определения скорости расширения - постоянной Хаббла, и ее зависимости от времени остаются важнейшим предметом наземных и орбитальных наблюдений.
1. Слабые туманности
Первые признаки расширения Вселенной были обнаружены около 80 лет назад, когда большинство астрономов полагало, что наша Галактика и есть вся Вселенная. Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были обнаружены с началом развития астрофотографии, считались далекими газовыми туманностями на окраине всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.
Вестон Слайфер на Флагстаффской обсерватории в Аризоне долгие годы был
единственным человеком в мире, получавшим спектры этих "слабых
туманностей". Самим ярким их представителем была хорошо известная
туманность Андромеды. В 1914 г. Слайфер опубликовал
первое определение лучевой скорости этой туманности по спектрограмме,
полученной им на 24-дюймовом рефракторе.
Оказалось, что М31 приближается к нам со скоростью около 300 км/с. К
1925 г. в коллекции Слайфера были спектры 41 объекта. Странной
особенностью обладали эти спектры - скорости у всех из них были очень
велики и отрицательная скорость M31 оказалась редким исключением; в
среднем скорость туманностей составляла +375 км/с, а наибольшая
скорость была +1125 км/с. Почти все они удалялись от нас, и скорости их
превышали скорость любых других объектов, известных астрономам.
(Напомним, что отрицательные скорости направлены к нам, положительные -
от нас.)
Обсерваторию в Флагстаффе Персиваль Ловелл построил специально для наблюдений каналов Марса. Некоторые из нас пришли в астрономию, увлеченные его книгой, в которой рассказывалось о волне потемнения, о расщеплении каналов, переполняемых водой марсианской весны... Однако на этой обсерватории были открыты не менее фантастические, но совершенно реальные вещи. Работа Слайфера означала первый шаг на пути к открытию расширения Вселенной.
Споры о природе "слабых туманностей" велись с конца XVIII века. Вильям
Гершель высказал предположение, что они могут быть далекими звездными
системами,
аналогичными системе Млечного пути. В 1785 г. он был уверен в том,
что разрешить туманности на звезды нельзя только из-за слишком
большой их удаленности. Однако в 1795 г., наблюдая планетарную туманность
NGC 1514, он отчетливо увидел в центре ее одиночную звезду, окруженную
туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом,
не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные
пятна - далекие звездные системы. И в 1820 г. Гершель говорил, что за
пределом нашей собственной системы все покрыто мраком неизвестности.
В XIX веке в неразрешимых на звезды туманностях предпочитали видеть планетные системы в процессе образования - в духе гипотезы Лапласа; NGC 1514 казалась примером далеко зашедшей эволюции - из первичной туманности сконденсировалась уже центральная звезда.
К середине века к 2500 туманностям, открытым его отцом, Джон Гершель прибавил еще 5000, и изучение их распределения по небу дало главный аргумент против предположения, что они являются далекими звездными системами ("островными вселенными"), подобными нашей системе Млечного Пути. Была обнаружена "зона избегания" - почти полное отсутствие этих слабых пятнышек света близ плоскости Млечного Пути. Это было понято как явное указание на их связь с системой Млечного пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было еще неизвестно.
В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр туманностей. Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31) был непрерывный, как и у звезд. Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и непрозрачности составляющего ее газа.
В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем".
Хотелось бы знать, какие из нынешних столь же категоричных утверждений
окажутся со временем столь же неверными... Заметим, что за сто лет до
Клерк было высказано диаметрально противоположное суждение. "Повидимому,
звезды... собраны в разнообразные группы, некоторые из коих содержат
миллиарды звезд... Наше Солнце и ярчайшие звезды, возможно, входят в
одну из таких групп, которая, очевидно, и опоясывает небо, образуя
Млечный Путь". Эта осторожная, но совершенно правильная формулировка
принадлежит великому Лапласу.
В начале XX века фотографии, полученные Килером с 36-дюймовым рефлектором, показали, что слабых туманностей не менее 120 000. Звездный спектр отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звезд Плеяд, казалось, подтверждал мысль о невозможности решить вопрос спектральными исследованиями. Это позволило В. Слайферу предположить, что и спектр туманности Андромеды объясняется отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики...)
Для решения вопроса о природе "слабых туманностей" было необходимо знать их расстояние. Дискуссия по этому поводу продолжалась до 1925 г.; она заслуживает отдельного рассказа и здесь мы только вкратце опишем, как было установлено расстояние ключевого объекта - "туманности" Андромеды.
2. Открытие Вселенной
Уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.
Доказать, что в больших "туманностях" мы видим одиночные звезды, смог
Эдвин Хаббл (1889 - 1953), молодой астроном той же обсерватории, в 1924
году. С помощью 100" телескопа он нашел в туманности Андромеды 36
цефеид. Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов
полностью соответствовали известным у цефеид нашей Галактики и это
доказывало, что мы имеем дело с одиночными звездами. И главное,
зависимость период - светимость, установленная по цефеидам Магеллановых
Облаков и Галактики, позволяла определить светимость найденных Хабблом
звезд, и сравнение ее с блеском давало расстояние. Оно уводило
туманность Андромеды далеко за пределы нашей звездной системы. Слабые
туманности оказались далекими галактиками.
Увидеть можно только то, что считаешь возможным увидеть... Когда в
начале 20-х гг. Хьюмасон показал Шепли несколько переменных звезд -
вероятных цефеид, отмеченных им на пластинке с изображением туманности
Андромеды, Шепли стер его отметки - в этой газовой туманности не могло
быть звезд!
3. Начало космологии
Итак, Вселенная населена галактиками, а не изолированными звездами. Только теперь появились возможности проверки выводов зарождавшейся космологии - науки о строении и эволюции Вселенной в целом. В 1924 г. К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием. Модель де Ситтера соответствовала пустой Вселенной, но в 1923 г. немецкий математик Г.Вейль отметил, что если в нее поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге Эддингтона, опубликованной в том же году.
Де Ситтер, опубликовавший свою работу "Об эйнштейновской теории
гравитации и ее астрономических следствиях" в 1917 гг., сразу же после
появления общей теории относительности, знал только три лучевые
скорости; у M31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик -
положительная и большая.
Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что "не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца". Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надежными критериями их расстояния.
О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической
работе бельгийского теоретика Ж.Леметра, опубликованной в 1925 г.
Следующая его статья, опубликованная в 1927 г., называлась "Однородная
Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая
радиальные скорости внегалактических туманностей". Коэфициент
пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром,
был близок к найденному Хабблом в 1929 г. В 1931 г. по инициативе
Эддингтона статья Леметра
была перепечатана в "Monthly Notices" и стала
с тех пор широко цитироваться; работы А.А.Фридмана были опубликованы еще
в 1922-1924 гг., но стали широко известны среди астрономов много позднее. Во всяком
случае, Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие
расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и
должны быть предметом космологии - это не звезды, а гигантские
звездные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с
которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.
Американский теоретик Х.Робертсон в 1928 г., используя данные Хаббла 1926 года, также нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. Повидимому, эту работу Хаббл знал. С 1928 г. по его заданию М.Хьюмасон (1891-1972) упорно старался измерить красное смещение у возможно более далеких галактик. Вскоре за 45 часов экспозиции у галактики NGC 7619 в скоплении Персея была измерена скорость удаления в 3779 км/c. (Надо ли говорить, что последние две цифры излишни). Сам же Хаббл разработал критерии определения расстояний для далеких галактик, цефеиды в которых оставались недоступны 100" телескопу. Они были основаны на предположении об одинаковости блеска самых ярких отдельных звезд внутри разных галактик. К 1929 г. у него были уверенные расстояния двух десятков галактик, в том числе в скоплении Девы, скорости которых доходили примерно до 1100 км/с.
4. Закон Хаббла
И вот 17 января 1929 г. в Труды Национальной академии наук США поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и статья Хаббла, называвшаяся "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей". Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.
Хаббл понимал значение своего открытия. Сообщая о нем, он писал, что "зависимость скорость - расстояние может представлять эффект де Ситтера и, следовательно, она может дать количественные данные для определения общей кривизны пространства". Многочисленные попытки объяснить зависимость Хаббла не расширением Вселенной, а чем-либо иным, которые можно встретить и теперь, неизменно терпят неудачу. Так, не проходит старое предположение о том, что за долгое время пути фотоны "стареют", теряют энергию и соответствующая длина волны увеличивается - при этом размывались бы и изображения далеких объектов, а величина красного смещения зависела бы и от длины волны, чего не наблюдается. Прямые свидетельства правильности вывода о том, что более далекие объекты имеют большее красное смещение получены недавно при изучении кривых блеска и спектров далеких Сверхновых звезд.
Подчеркнем, что решающее значение имели методы определения расстояний
галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии
на 100-дюймовом рефлекторе.
В тридцатых годах Хаббл и его сотрудники занимали более половины наблюдательного времени крупнейшего - и практически единственного тогда пригодного для таких работ - телескопа. И эта концентрация усилий привела к величайшим достижениям наблюдательной астрономии XX века!
К 1935 г. у Хьюмасона были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением линий в спектре,
и расстоянием, которая в общем виде записывается так:
где c - скорость света, z - расстояние и v - лучевая скорость. Коэффициент пропорциональности H был назван позднее постоянной Хаббла.
Этот новый закон природы получил объяснение в основанных на общей теории относительности моделях Вселенной еще до того, как он был незыблемо установлен. Приоритет должен быть отдан А.А.Фридману; модели, полученные ранее Эйнштейном и де Ситтером, оказались предельными случаями моделей Фридмана. Широко известными долгое время оставались лишь результаты Леметра (не знакомого тогда с работами Фридмана), который после опубликования работы Хаббла напомнил Эддингтону о своей работе 1927 года - в этой работе Леметр пришел к выводу о расширении модели
Вселенной с конечной средней плотностью вещества в ней. Однако уже в 1931 г. Эйнштейн, говоря о расширяющейся Вселенной, отметил, что первым на этот путь вступил Фридман.
Однако сам Хаббл вскоре потерял уверенность в том, что красное смещение означает именно расширение Вселенной, - вероятно, под влиянием неумолимого вывода из этого предположения. Как писал тогда Г.Рессел, "признать теорию де Ситтера без оговорок преждевременно. Философски неприемлемо, чтобы все галактики прежде были вместе. На вопрос "почему" ответа мы не находим". Именно из такого рода соображений Эйнштейн ввел в свои уравнения 1916 г. космологическую постоянную, долженствующую стабилизировать Вселенную. Этой глубочайшей проблеме посвящена статья А.Д.Чернина "Физический вакуум и космическая антигравитация" на сайте www.сайт и здесь мы только отметим, что ускоренное расширение Вселенной, обнаруженное в 1998 г. по Сверхновым типа Ia, объясняется отрицательным давлением космического вакуума, существование которого и отражается добавочным космологическом членом уравнений Эйнштейна.
Летом 1929 г. Хаббл обрушился на де Ситтера, посмевшего опубликовать
детальную работу, посвященную сравнению теоретических и наблюдательных
выводов о расширении Вселенной. Он писал де Ситтеру, что зависимость
скорость - расстояние является "маунт-вилсоновским достижением", и что
"первое обсуждение новых данных естественно принадлежит тем, кто
действительно выполнял работу". Однако в 1931 г., после появления
гипотезы Цвикки о возможности старения фотонов, Хаббл написал де
Ситтеру, что "интерпретацию следут оставить Вам и еще очень немногим,
кто компетентен авторитетно обсуждать предмет"... До конца своей жизни
(1953 г.) Хаббл повидимому так и не решил для себя, говорит ли красное
смещение о расширении Вселенной, или оно обязано "некоему новому
принципу природы". Так или иначе, его имя навсегда осталось в списке
величайших ученых всех времен.
Красное смещение, пропорциональное расстоянию, означает не разбегание галактик именно от нас, а увеличение всех расстояний между всеми объектами Вселенной (точнее, между объектами, не связанным тяготением - т.е. скоплениями галактик) со скоростью, пропорциональной величине расстояния, подобно тому, как увеличиваются расстояния между всеми точками, расположенными на поверхности раздувающегося шара. Наблюдатель в любой галактике видит, что все другие галактики разбегаются от него. Скорости расширения Вселенной остается одной из самых важных задач астрономии.
Расскажем прежде всего, как ее решал сам Хаббл в 1935 г.
У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики использовать заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными их скоростями в пространстве.
В этих 29 галактиках Хаббл определил звездные величины самых ярких звезд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашел Хаббл, примерно одинаковы, их звездные величины должны быть функцией расстояния, и действительно, они показывают зависимость от скорости удаления v .
Эта зависимость по данным Хаббла представляется формулой . С другой стороны, , , и , где M - абсолютная величина. Из этих трех формул и вытекает выражение, с помощью которого определяется постоянная Хаббла: . В общем виде из закона Хаббла и формулы следует , т.е. .
Абсолютная величина ярчайших звезд, найденная Хабблом, была равной -6,35 m , и величина H (Хаббл обозначал ее) получилась 535 (км/с)/Мпс.
Поскольку светимость ярчайших звезд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период - светимость (В.Бааде, 1952) означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. Хьюмасон, Мейолл и Сендидж в 1955 г., использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период - светимость, получили H =180 (км/с)/Мпс.
В 1958 г. Аллан Сендидж,
продолжая дело своего учителя Хаббла, опубликовал результаты новой
ревизии постоянной H
. Опираясь главным образом на Новые звезды,
Сендидж пришел к выводу, что модули расстояний Магеллановых Облаков, M31,
M33 и NGC 6822 надо увеличить в среднем на 2,3 m
сравнительно со
значениями, принятыми Хабблом. На столько же, следовательно, надо
сделать ярче абсолютные величины ярчайших звезд; они были уточнены еще и
путем привлечения новых данных о ярчайших звездах галактик Местной
группы. Но, помимо этих уточнений, Сендидж обнаружил у своего учителя
еще и серьезную ошибку - объекты, которые Хаббл принимал за ярчайшие
звезды в лежащих за пределами Местной группы галактиках, являются в
действительности компактными эмиссионными туманностями, областями HII.
Хаббл, который в двадцатых годах мог работать только с пластинками,
чувствительными к синим лучам, не имел возможности отличить изображения
компактных областей HII от звезд, особенно в далеких галактиках. Даже в
M31, несмотря на тщательные поиски, он не нашел ни одной эмиссионной
туманности, хотя сейчас их там известно 981. Вероятно, поэтому
возможность такой путаницы не приходила Хабблу в голову.
Лишь Бааде, фотографировавший
M31 в разных лучах и, в частности, применявший пластинки,
чувствительные к красным лучам, и светофильтры, вырезающие красную
водородную линию Hα, смог отыскать их. Сендидж, снимая галактику
NGC 4321 = М100
в скоплении Девы в разных лучах, обнаружил, что ярчайшие области HII
ярче самых ярких звезд на 1,8 m - вот на сколько Хаббл преуменьшал
модуль расстояния, определяя его по "ярчайшим звездам". Суммарная ошибка
в принятых Хабблом модулях расстояния составляет, следовательно, около
4,0 m ! В итоге, по оценке Сендиджа, постоянная Хаббла должна быть
заключена в пределах 50-100 (км/с)/Мпк. Причину оставшейся
неопределенности он приписал в основном дисперсии абсолютных величин
ярчайших звезд. Результаты Сендиджа означали, что расстояния далеких
галактик Хаббл преуменьшал в 6-7 раз!
В 1968 г., Сендидж определил постоянную Хаббла другим способом. Еще Хаббл установил, что ярчайшие члены скоплений галактик - гигантские эллиптические галактики - имеют почти одинаковую абсолютную величину. Можно и для них построить зависимость между видимыми величинами и красным смещением (ниже приведена эта диаграмма для 65 ярчайших галактик в скоплениях, построенная Сендиджем, Кристианом и Вестфалем в 1976 г.) и если определить светимость хотя бы одной из них, из этой зависимости можно определить постоянную Хаббла, аналогично тому, как это делал сам Хаббл с ярчайшими звездами. Особенно важно при этом, что мы можем уйти теперь неизмеримо дальше - ярчайшие галактики скоплений ярче ярчайших звезд на 11 m -12 m ! Светимость наиболее яркой галактики в скоплениях можно определить, зная расстояние хотя бы одного скопления. Ближайшим богатым скоплением является скопление в Деве, и Сендидж использовал для определения его расстояния шаровые скопления в эллиптической галактике M87.
Предполагая далее, вместе с Сендиджем, что светимость ярчайших звездных скоплений в богатых ими галактиках одинакова, зная интегральную абсолютную величину ярчайшего скопления нашей Галактики (-9,7 m B, ω Кентавра) и M31 (-9,8 m B, В282), а также блеск ярчайшего скопления M87 (21,3 m В), получаем модуль расстояния M87 и всего скопления галактик: m-M =21,3 m +9,8 m = 31,1 m . Отсюда следует, что ярчайшая галактика скопления Девы (эллиптическая галактика NGC 4472, в которой также очень много шаровых скоплений) - и, следовательно, ярчайшие галактики во всех скоплениях вообще - имеют абсолютную величину -21,7 m .
Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смешения, легко найти постоянную Хаббла. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение H =75 (км/с)/Мпс, долгое время считавшееся наиболее вероятным.
Однако в серии статей, опубликованных в 1974-1975 гг., А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпк. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы M81, они получили зависимость между линейными размерами областей HII и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей HII нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.
Сендидж и Тамман настаивали на том, что постоянная Хаббла с ошибкой примерно в 10% составляет 50 (км/с)/кпс, тогда как Ж. де Вокулер с той же ошибкой получал значение H =95. Магическое число 10% неразрывно связано с определениями этой постоянной; напомним, что Хаббл определил ее равной 535 (км/с)/кпс - и ошибку оценил именно в 10% ... Надо сказать, что у большинства астрономов получалось значение H между 75 и 100, и Сендидж и Тамман были почти единственными сторонниками длинной шкалы расстояний. Отголоски этого спора слышны и до сих пор, хотя возможный диапазон значений постоянной Хаббла сузился.
Это произошло в основном благодаря специальной программе наблюдений цефеид на Космическом телескопе имени Хаббла. Они были найдены и исследованы в двух десятках галактик, в основном в скоплении Девы, и по расстояниям этих галактик были прокалиброваны методы (Талли-Фишера, Сверхновые Ia и др.), позволяющие определять расстояния еще более далеких галактик, для которых можно пренебречь их случайными движениями. Одна группа исследователей, которую возглавляла знаток цефеид В.Фридман, получила в 2001 г. значение H =72+/-7, а группа А.Сендиджа получила в 2000 г. величину H =59+/-6. Ошибка опять-таки оценена обеими группами точно в 10%!
6. Расширение Вселенной
Задача определения постоянной Хаббла была столь острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (), позволяет сказать, что этот момент t =0 имел место 13-19 (H =50) или 7-10 (H =100) миллиардов лет назад. Этот "экспансионный возраст Вселенной" при меньшем значении постоянной Хаббла, которое неизменно получается у Сендиджа, уверенно больше возраста старейших звезд, чего нельзя сказать про значение H =100. Впрочем, ныне проблема потеряла свою остроту, поскольку теперь не подлежит сомнению, что расширение Вселенной протекало с неодинаковой скоростью. "Постоянная" Хаббла постоянна лишь по пространству, но не во времени.
Недавние (2003 г.) спутниковые измерения анизотропии реликтового излучения дают для постоянной Хаббла значение 71 (+4\-3) км\с\Мпк, а для возраста Вселенной величину 13.7+\-0.2 миллиарда лет (D.Spergel et al., astro-ph/0302209). Пессимисты все же полагают, что лучше говорить о значениях 45-90 для постоянной Хаббла и возрасте Вселенной в 14+\-1 миллиард лет. Наилучшие наземные данные (основанные на результатах больших обзоров красного смещения галактик, их пекулярных скоростей и сверхновых Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) дают для постоянной Хаббла значение 57 (+15\-14) км\с\Мпк.
Исследования сверхновых типа Ia в далеких галактиках, первые результаты которых появились в 1998 г., стали началом новой революции в космологии, о которой рассказывается в упомянутой выше статье А.Д.Чернина. Скажем здесь лишь несколько слов.
Использование SNIa в качестве "стандартной свечи" для определения очень больших расстояний стало возможным благодаря работам Ю.П.Псковского, выполненным в ГАИШе еще в 1970-х годах. Считается, что одинаковость их светимости в максимуме объясняется тем, что явление сверхновой Ia происходит в тесной системе, включающей белый карлик, на который происходит аккреция вещества от второго компонента.
Когда масса белого карлика достигает предельного для него значения в 1.4 массы Солнца, происходит взрыв, превращающий его остаток в нейтронную звезду.
Положение сверхновых Ia типа на диаграмме Хаббла указывает на то, что в современную эпоху расширение Вселенной происходит ускоренно. Наиболее естественным образом это объясняется тем, что отрицательное давление космического вакуума подгоняет разлет скоплений галактик. Антитяготение вакуума означает, что расширение Вселенной будет происходить вечно.
Если верны эти выводы теории, в более раннюю эпоху расширение Вселенной, напротив, должно было бы идти замедленно, поскольку оно тормозилось гравитацией темного вещества. Его плотность стала меньше плотности вакуума, согласно теории, 6-8 миллиардов лет назад, и действительно, немногочисленные самые далекие сверхновые Ia указывают на замедленное расширение. На днях этот вывод был подтвержден совершенно независимыми данными спутника "Чандра" о горячем газе, наблюдающемся в рентгеновском диапазоне в скоплениях галактик. Отношение массы этого газа к массе темного вещества должно быть одинаково во всех скоплениях и отсюда можно получить расстояния скоплений галактик. Они показали, что замедленное расширение Вселенной сменилось ускоренным 6 миллиардов лет назад.
Доминирование антигравитации вакуума, по мнению А.Д.Чернина и его коллег, объясняет также и парадокс, отмеченный А.Сендиджем еще в 1972 г. - расширение Вселенной было открыто Хабблом по галактикам, находящимся казалось бы слишком близко, неоднородность их распределения в пространстве и связанные с этим гравитационные движения должны были бы замыть общее расширение. Недавние данные, полученные И.Д.Караченцевым и его сотрудниками на 6-м телескопе САО РАН, подтверждают, что изотропное расширение Вселенной начинается очень близко от нас, сразу же за пределами Местной группы галактик.
Итак, астрономические данные впервые позволили определить плотность энергии вакуума; они чреваты новой революцией в физике, ибо значение этой плотности необъяснимо современной теорией.
7. К краю Вселенной
Расскажем в заключение о результатах поисков объектов с максимально
большим красным смещением. Для этого требовались крупнейшие телескопы и
многочасовые экспозиции. Долгие годы и энтузиастов и больших телескопов
было меньше, чем пальцев на одной руке. С вводом в действие
200-дюймового телескопа (на рисунке - Хаббл в кабине главного фокуса
этого телескопа, снимок конца 40-х годов) Хьюмасон смог в 1949 г.
измерить z
=0,20 у галактики из скопления в Гидре с
V
=17,3 m .
Линии ночного неба долго не позволяли получить красное смещение для
более слабых и далеких галактик, используя линии поглощения в их
спектре. По единственной эмиссионной линии Р. Минковский в 1960 г. нашел
z
=0,46 для радиогалактики 3C295 (V
=19,9 m),
долго остававшееся
рекордным для галактик. В 1971 г. это значение подтвердил Дж. Оук по
линиям поглощения, получив запись спектра 3C295 с помощью 32-канального
спектрометра
и определив его сдвиг относительно стандартного спектра с нулевым
красным смещением. На эту работу ушло 8 часов времени 200-дюймового
телескопа. В 1929 г. Хьюмасону понадобилось 40 часов на 100-дюймовом
телескопе для определения красного смещения галактики, на восемь
звездных величин более яркой.
В 1975 г. X. Спинрад с помощью 3-метрового рефлектора нашел z =0,637 у радиогалактики 3C123 -- с V =21,7 m . Несколько линий в спектре 3C123 Спинрад смог измерить с помощью электронно-оптического сканирующего спектрометра, накопив фотоны за 7 часов наблюдений в течение 4 ночей.
Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z =0,53 у радиогалактики 3C330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашел z =1,050 для 3C13 и z =1,175 для 3C427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г.
Измерения предельно больших красных смещений оставались уделом одиночек, пока мысль о том, что, изучая Вселенную на предельно больших масштабах, мы постигаем физику, управляющую и микромиром, не овладела массами...
Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках. Огромную роль сыграло и развитие электроники, приведшее к созданию эффективных светоприемников.
Для Англо-Австралийского 4-м телескопа было разработано устройство, которое с помощью световодов позволяет одновременно получать спектры в области размером в четыре квадратных градуса. Из 250 000 красных смещений галактик, которые запланировано получить, к весне 2001 г. было измерено уже 150 000. В это сотрудничестве участвуют 20 - 30 человек. Более масштабны задачи Слоановского численного обзора неба, для которого на средства миллионера Слоана был построен широкоугольный 3,5-м телескоп. Задачей обзора является измерить, исходя из многоцветной фотометрии, красные смещения примерно миллиона галактик на четверти площади небосвода. Здесь задействовано уже 150 астрономов из 11 институтов.
Среди первых уловов Слоановского обзора было обнаружение в 2001 г. квазара с красным смещением z =6,28. Однако уже в следующем году этот рекорд был перекрыт и чемпионом оказался не квазар, а галактика. Как мы знаем, квазары являются галактиками с необычно ярким ядром, и их легче обнаружить на больших расстояниях. Зафиксировать красное смещение столь далекой обычной галактики удалось, потому что световой поток от нее был усилен в 4,5 раза благодаря эффекту гравитационного линзирования. Эта галактика, обозначаемая HCM 6A, находится в одной минуте дуги от центра массивного скопления галактик Abell 370, которое, находясь гораздо ближе к нам, и послужило гравитационной линзой. Благодаря действию этого естественного телескопа и удалось с помощью 10-м телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафиксировать спектр галактики в инфракрасном диапазоне. На длине волны 9190 ангстрем была найдена эмиссионная линия, которая почти наверняка является линией Лайман-альфа, сдвинутой красным смещением z =6,56 из ультрафиолетовой области спектра.
Это отождествление было подтверждено наблюдениями на соседнем японском 8-м телескопе Subaru, которые показали, что в более далеких инфракрасных полосах поток в тысячи раз слабее, чем в этой эмисионной линии, что согласуется с ее отождествлением как линии Лайман-альфа.
Следующий рекорд был поставлен недавно с помощью одного из 8-м
телескопов (VLT) Южной Европейской обсерватории на горе Паранал в Чили.
Снова использовался эффект гравитационной линзы - искались слабые
галактики, видимые только в инфракрасной области, близ центра богатого
компактного скопления галактик Abell 1835. У одного из таких объектов,
#1916, в спектре была найдена единственная сильная линия, отождествление
которой с Лайман-альфа привело к красному смещению z
=10.0. Другие
возможные отождествления отвергаются, потому что в этом случае в спектре
должны были бы наблюдаться несколько сильных линий (R.Pello et al.,
astro-ph/0403025
Когда говорят, что нашей Вселенной 13,7 миллиардов лет, обычно забывают указать неточность, с которой определена эта величина. А неопределённость эта складывается из множества составляющих и в итоге достигает примерно 6-7%, если принимать стандартную на сегодняшний день космологическую модель, а то и всех 15%, если «отпустить» параметры. Так что астрономам на деле следовало бы писать, что нашему миру примерно от 12 до 15 миллиардов лет, и не смешить метрологов выписыванием трёх значащих цифр для этого плохо измеренного параметра.
Тем не менее, установить некоторый «канонический» возраст удобно. Дело в том, что эволюцию Вселенной в относительных величинах мы представляем себе очень неплохо. Например, можно без зазрения совести утверждать, что гамма-всплеск GRB 090423, являющийся на данный момент самым далёким видимым объектом во Вселенной , произошёл, когда возраст нашего мира составлял 4,6% от нынешнего. А вот говорить, что он случился 13,1 миллиарда лет назад — некоторое лукавство. По-хорошему, в таких случаях всегда надо добавлять «принимая возраст Вселенной равным 13,7 миллиарда лет», а для полных педантов потребуется дополнение «и стандартную космологическую модель».
Задача определения абсолютного возраста мира упирается в измерение современного значения так называемой постоянной Хаббла, H 0 , определяющей истинную, метрически выраженную, скорость расширения нашего мира.
Эта величина показывает насколько галактики, которые расположены дальше от нас, быстрее от нас убегают.
Например, если постоянная Хаббла равна 70 км/c на мегапарсек (H 0 =70 км/c/Мпк), то галактики, которые мы видим на расстоянии в 10 Мпк, убегают от нас со средней скоростью 700 км/c, а галактики, которые мы видим на расстоянии в 11 Мпк - со скоростью 770 км/c. Там, где скорость расширения достигает скорости света, находится «граница» нашего мира, за которой мы уже ничего не видим, и чем больше значение H 0 , тем ближе этот горизонт, и тем моложе наша Вселенная.
Чтобы определить постоянную Хаббла надо, очевидно, измерить скорость галактик и расстояние до них. С первым проблем нет: смещение линий в спектрах объектов из-за эффекта Доплера позволяет легко и непринуждённо вычислить скорость убегания.
А вот определение расстояний в астрономии — большая проблема. Дотянуть линейку невозможно ни до одного небесного объекта, возможности радарного и лазерного зондирования ограничиваются пределами Солнечной системы, а дальше приходится выстраивать целую «лестницу» космических расстояний, в которой каждая новая ступенька опирается на предыдущую. И если вы ошибочно измерили расстояние от Земли до Солнца, то эта ошибка будет присутствовать и в расстояниях до звёзд, и в расстояниях до далёких галактик, и в возрасте нашего мира.
Учёные из США и Великобритании под руководством Адама Рисса из американского Университета имени Джона Хопкинса провели самую точную на сегодняшний день такую оценку. Для этого они воспользовались космическим телескопом имени Хаббла (того же американского астронома, в честь которого названа постоянная). Работа учёных (PDF-файл) вскоре будет опубликована в Astrophysical Journal.
Как оказалось, «канонический» возраст Вселенной надо чуть сократить.
Примерно до 13,1 миллиарда лет: постоянная Хаббла H 0 =74,2 км/c/Мпк — чуть больше, чем ранее считалось. И точность определения этой величины теперь составляет около 5%, даже если не ограничивать себя рамками стандартной космологической модели.
«Лестница космических расстояний» Рисса и его коллег состоит из трёх основных ступенек. На первой ступени находится галактика NGC 4258 (или M 106), расположенная в созвездии Гончих Псов. Вокруг чёрной дыры, расположенной в её центре, крутится диск вещества, в состав которого входят молекулы воды. Эти молекулы излучают очень тонкие, так называемые мазерные линии, по которым можно точно измерить скорость вращения диска. Несложная геометрия этого движения и точные наблюдения с помощью радиотелескопов позволили астрономам вычислить расстояние до галактики, которое составляет 7,2 Мпк (примерно 23 миллиона световых лет).
Это измерение, в свою очередь, позволило очень точно определить истинную светимость переменных звёзд из класса цефеид. Для этих периодически пульсирующих звёзд известна чёткая зависимость: чем больше период колебаний, тем больше истинный блеск. Период колебаний померить несложно: острое зрение телескопа имени Хаббла позволяет построить кривые блеска для отдельных звёзд в этой не такой уж близкой галактике. А по среднему наблюдаемому блеску и точно измеренному расстоянию учёные восстановили и истинный блеск цефеид, который понадобился для калибровки следующей ступеньки «лестницы».
На ней оказались 6 галактик на промежуточных расстояниях, в которых ещё видны отдельные цефеиды и в которых за последние три десятилетия вспыхивали сверхновые типа Ia. Расстояния до этих галактик определили по видимому среднему блеску переменных звёзд и их светимости, используя закон, откалиброванный на предыдущей ступеньке.
При этом ключевым является то обстоятельство, что цефеиды во всех 7 галактиках наблюдались одним и тем же инструментом.
А значит, взаимные расстояния до 6 галактик - и сверхновых в них - прочно опираются на расстояние до NGC 4258, определённое точным геометрическим методом.
Из этих измерений и наблюдаемого блеска сверхновых типа Ia Рисс и его коллеги вывели истинную светимость последних. Эта величина практически постоянна, так как соответствует взрыву белого карлика, который «перебрал» вещества со звезды-соседки и взорвался. Предел, за которым следует взрыв, одинаков для всех звёзд, потому одинакова и светимость.
После этого оставалось лишь сравнить скорости удаления далёких галактик, в которых сверхновые ещё видны, а цефеиды — уже нет, с наблюдаемым блеском сверхновых, что, благодаря чётко определённой предыдущей ступеньке, тут же даёт расстояние. Поделив разницу в скорости на разницу в расстоянии, учёные получили новое значение постоянной Хаббла H 0 .
Примечательно, что эта оценка прямая и не зависит от космологической модели. И следовательно, сравнивая её с теми оценками, которые от модели зависят, можно протестировать сами модели.
Именно это и сделали учёные на последнем этапе своей работы. Результаты показывают, что стандартная космологическая модель — так называемая ΛCDM-модель — пока держит удар. Она предполагает, что наша Вселенная плоская, наполнена холодной тёмной материей, и содержит загадочную «космологическую постоянную» Λ , которая последние несколько миллиардов лет заставляет наш мир расширяться с ускорением.
По данным Рисса и его коллег, Λ — величина действительно постоянная на протяжении большей части жизни Вселенной. Если быть более точным, то новые данные показывают, что так называемое уравнение состояния w+1, показывающее степень переменности Λ, равно нулю с точностью +/-12%. До сих пор этот параметр был известен почти втрое хуже.
В настоящее время та же команда планирует улучшить точность определения космологических параметров минимум в 5 раз. И в этом проекте они рассчитывают на помощь космического телескопа имени Хаббла. В понедельник с последней ремонтной миссией к 18-летнему космическому аппарату отправится шаттл Atlantis. Астрономы скрещивают пальцы, чтобы всё прошло благополучно.
С помощью космического телескопа “Хаббл” астрономы в очередной раз совершили самые точные измерения скорости расширения вселенной. Интересно в этих исследованиях то, что их результаты вынуждают учёных предполагать, что они наблюдают доказательство чего-то неожиданного, что действует во вселенной.
А всё потому, что последнее открытие “Хаббла” подтверждает мучающее научное сообщество предположение о том, что сейчас вселенная расширяется быстрее, чем выходило по первоначальным расчётам. Исследователи говорят, что для объяснения этого несоответствия необходимо вводить некую новую физику.
“Научное сообщество действительно очень нуждается в понимании значения этого несоответствия”, – Адам Рисс, ведущий исследователь по теме и лауреат Нобелевской премии из Института исследования космоса с помощью космического телескопа.
Рисс и его команда работал с космическим телескопом “Хаббл” на протяжении шести лет. И всё это время они уточняли измерения расстояний до галактик, используя их звёзды в качестве маркеров. Эти исследования используются для того, чтобы вычислить, как быстро вселенная расширяется со временем. Это значение известно как постоянная “Хаббла”. Проведённое исследование уникально тем, что в нём анализировались звёзды на расстояниях в десять раз больших, чем во всех предыдущих работах.
Но значение, которое получил Рисс укрепляет несоответствие по сравнению с ожидаемым значением, которое получено по наблюдениям за расширением ранней вселенной, то есть спустя 378000 лет после Большого Взрыва. Сейчас общепринято, что именно в результате этого события возникла вселенная 13.8 миллиарда лет назад. Измерения по ранней вселенной проводил космический аппарат “Планк” Европейского Космического Агентства, он же создал карту распределения космического микроволнового фона – пережитка Большого Взрыва. Различия между этими двумя значениями составляют примерно 9 процентов. Новые измерения “Хаббла” даже снизили вероятность ошибки возникновения несоответствия до отношения 1 к 5000.
Эта иллюстрация показывает, как астрономы в три шага измеряли скорость расширения вселенной (постоянной Хаббла), уменьшив общую неопределённость до 2.3 процента. Источник: NASA, ESA, A. Feild (STScI), and A. Riess (STScI/JHU)
Результаты “Планка” показали, что постоянная Хаббла теперь должна составлять 67 километров в секунду на мегапарсек. Это означает, что на каждые 3.3 миллиона световых лет от нас скорость галактик увеличивается на 67 километров в секунду. Но команда Рисса получила значение 73 километра в секунду на мегапарсек, что указывает на более быстрое перемещение галактик, чем это выходило по наблюдениям за ранней вселенной. Данные “Хаббла” настолько точны, что астрономы не могут принять такой разрыв между измерениями за какую-то ошибку в методе исследования.
“Оба результата были многократно проверены, мы просто не можем получить серию не связанных ошибок. Всё больше и больше вероятность того, что это не ошибка, а особенность вселенной”.
Объяснение странного несоответствия
Рисс в общих чертах обрисовал несколько возможных объяснений этому несоответствию, и все они связаны с 95-ю процентами вселенной, которая для нас скрыта во мраке. По одной версии тёмная энергия, которая, как сейчас известно, ускоряет космическое пространство, может расталкивать галактики друг от друга с ещё большей, или растущей, силой. Это означает, что само ускорение не может иметь постоянного значения во вселенной, но изменяется в течение длительного времени. Стоит отметить, что Рисс получил в 1998 году Нобелевскую премию как раз за открытие расширяющейся Вселенной.
Другая идея состоит в том, что вселенная содержит новую субатомную частицу, которая перемещается со скоростью, близкой к скорости света. Такие частицы в общем называют тёмным излучением, к ним относят известные ранее нейтрино, которые создаются в ядерных реакциях и при радиоактивных распадах. В отличие от нормального нейтрино, которое взаимодействует посредством субатомной силы, эта новая частица ощущает только воздействие гравитационной силы, поэтому её называют стерильным нейтрино. Ещё одна возможность, которая привлекает исследователей, состоит в том, что тёмная материя (невидимая форма материи, не состоящая из протонов, нейтронов и электронов) сильнее взаимодействует с нормальной материей или излучением, чем ранее предполагалось.
На этом изображении показаны две из 19 галактик, проанализированных в проекте уточнения постоянной Хаббла. NGC 3972 слева, NGC 1015 справа, они расположились на расстоянии 65 миллионов и 118 миллионов световых лет соответственно. Жёлтые круги в каждой галактике показывают положение пульсирующих звёзд класса цефеид. Источник: NASA, ESA, A. Riess (STScI/JHU)
У всех этих сценариев есть одно общее: любой из них подразумевает изменение состояния ранней вселенной, что неизбежно приведёт к несоответствиям в теоретических моделях. Эти несоответствия привели бы к неправильной постоянной Хаббла, которая получена именно из наблюдений за молодым космосом. Это значение тогда противоречило бы числу, полученному по наблюдениям “Хаббла”.
У Рисса и его коллег нет ещё ответов на эту животрепещущую проблему, но его команда продолжает работать над уточнением темпа расширения вселенной. Уже сейчас команде учёных удалось уточнить неопределённость 2.3 процента. До запуска “Хаббла” в 1990 году оценка постоянной Хаббла варьировалась в два раза. Одна из основных целей телескопа как раз и состояла в том, чтобы помочь астрономам сократить значение этой неопределённости к погрешности не более десяти процентов. С 2005 года группа была в поисках усовершенствования этой точности до тех значений, которые наверняка позволят лучше понимать поведение вселенной.
Надёжная шкала расстояний
Команда Рисса преуспела в уточнении значения постоянной Хаббла, оптимизировав и укрепив правильность своеобразной космической “лестницы” расстояний, которую астрономы используют, чтобы измерить точные расстояния до галактик, как близких к Земле, так и удалённых. Исследователи сравнили эти расстояния с расширением космического пространства, которое измеряется по удлинению волны света разлетающихся галактик. После этого удалось использовать видимую скорость разбегания галактик на каждом расстоянии, чтобы вычислить эту постоянную.
Но получить значение этой константы можно так точно, насколько позволяет точность измерений. Астрономы не могут воспользоваться линейкой, чтобы точно измерить расстояния между галактиками. Вместо этого был выбран специальный класс звёзд и сверхновых в качестве критериев и маркеров, соответствующих различным расстояниям.
Среди самых надёжных звёзд для более коротких расстояний выделяют цефеиды – пульсирующие звёзды, которые периодически увеличивают и уменьшают свою светимость. А сама их светимость соответствует их внутренней яркости. Поэтому легко можно вывести расстояния, на которых они расположились от нас, сравнив их собственную светимость с видимой.
Астроном Генриетта Суон Ливитт была первой, кто поняла полезность переменных цефеид для измерения расстояния во вселенной. Произошло это более ста лет назад в 1913 году. Но надо было сделать первый шаг и измерить точное расстояние до самой цефеиды. Для этого использовался основной геометрический метод в астрономии под названием параллакс. Параллакс – видимое изменение позиции объекта в зависимости от изменения точки расположения наблюдателя. Этот метод был изобретён древними греками, которые использовали его, чтобы измерить расстояние от Земли до Луны.
Самые свежие результаты “Хаббла” основываются на измерениях параллакса восьми цефеид, находящихся в Млечном Пути. Интересно здесь то, что эти звёзды расположены в десять раз дальше всех остальных, по данным которых измерялись расстояния. Они, также, пульсируют с большими интервалами, совсем как цефеиды, наблюдаемые в отдалённых галактиках и являющиеся другим надёжным критерием измерения расстояния – сверхновыми типа Ia. Сверхновые этого типа всегда взрываются с одинаковой светимостью и всегда достаточно ярки, чтобы их можно было заметить на больших расстояниях. В предыдущих исследованиях “Хаббл” изучал переменные цефеиды на расстояниях от 300 до 1600 световых лет от Земли.
Сканирование звёзд
Чтобы с помощью “Хаббла” измерить параллакс, исследователи должны измерить крошечные видимые отклонения цефеид по мере того, как Земля движется вокруг Солнца. Тогда, при смещении нашей планеты в сторону, изучаема\ цефеида будет отклоняться в сторону на фоне более удалённых объектов. Причём, это отклонение имеет значение в 1/100 размера пикселя телескопа, который за ним наблюдает. Это то же самое, что и попытаться изучить истинный размер песчинки, находясь от неё на расстоянии в 200 километров.
Поэтому, чтобы гарантировать точность измерений, астрономы разработали интересный метод, осуществление которого и не предполагалось во время запуска “Хаббла”. Исследователи изобрели метод сканирования, при котором телескоп измерял позицию звезды тысячу раз в минуту каждый шесть месяцев в течение четырёх лет.
Затем была откалибрована истинная яркость восьми медленно пульсирующих звёзд и коррелировала с их более далёкими родственниками, чтобы ещё больше сократить погрешность лестницы расстояний. После исследователи сравнили яркость цефеид и сверхновых в галактиках с большей точностью, таким образом, они могли более точно измерить истинную яркость звёзд и вычислить расстояния до сотен сверхновых с ещё большей точностью.
Другое преимущество этого исследования состоит в том, что с помощью всё той же камеры WFC3 команда сумела откалибровать яркости соседних цефеид и объектов в других галактиках, устранив, таким образом, систематические ошибки, которые почти неизбежно возникают в результате объединения данных от разных телескопов.
“Обычно, если каждые шесть месяцев вы пытаетесь отследить изменение позиции одной звезды относительно другой на таких больших расстояниях, вы ограничены возможностью понимания того, где точно расположена эта звезда. Наш метод позволяет измерить чрезвычайно крошечные смещения из-за параллакса. Мы измеряем разделение между двумя звёздами не только по одному пикселю на камере, но много тысяч раз, уменьшая ошибки сканирования”.
Цель команды заключается в том, чтобы со временем ещё больше уменьшить неопределённость, но уже с использованием данных “Хаббла” и космической обсерватории “Гайя”, которая измеряет позиции и расстояния до миллионов звёзд с беспрецедентной точностью. Предполагается, что именно тогда и удастся диагностировать причину этого несоответствия.
В свое время закон Хаббла сделал переворот в профессиональной астрономии. В начале ХХ века американский астроном Эдвин Хаббл доказал, что наша Вселенная не статична, как казалось ранее, а постоянно расширяется.
Постоянная Хаббла: данные с различных космических аппаратов
Закон Хаббла – физико-математическая формула, доказывающая, что наша Вселенная постоянно . Причем расширение космического пространства, в котором находится и наша галактика Млечный путь, характеризуется однородностью и изотропией. То есть, наша Вселенная расширяется одинаково во всех направлениях. Формулировка закона Хаббла доказывает и описывает не только теорию расширение Вселенной, но и главную идею ее происхождения – теорию .
Наиболее часто в научной литературе закон Хаббла встречается под следующей формулировкой: v=H0*r. В этой формуле v означает скорость галактики, H0 – коэффициент пропорциональности, который связывает расстояние от Земли до космического объекта со скоростью его удаления (этот коэффициент еще называют «Постоянной Хаббла»), r – расстояние до галактики.
В некоторых источниках встречается другая формулировка закона Хаббла: cz=H0*r. Здесь c выступает, как скорость света, а z символизирует собой красное смещение – сдвиг спектральных линий химических элементов в длинноволновую красную сторону спектра по мере их удаления. В физико-теоретической литературе можно обнаружить и другие формулировки данного закона. Однако от разности формулировок суть закона Хаббла не меняется, а его суть заключается в описании того факта, что наша непрерывно расширяется во всех направлениях.
Открытие закона
Возраст и будущее Вселенной может быть определено путем измерения постоянной Хаббла
Предпосылкой к открытию закона Хаббла был целый ряд астрономических наблюдений. Так, в 1913 году американский астрофизик Вейл Слайдер обнаружил, что и несколько других огромных космических объектов движутся с большой скоростью, относительно Солнечной системы. Это дало ученому основание предположить, что туманность – это не формирующиеся в нашей галактике планетарные системы, а зарождающиеся звезды, которые находятся за пределами нашей галактики. Дальнейшее наблюдение за туманностями показало, что они не только являются другими галактическими мирами, но и постоянно удаляются от нас. Этот факт дал возможность астрономическому сообществу предположить, что Вселенная постоянно расширяется.
В 1927 году бельгийский ученый-астроном Жорж Леметр экспериментально установил, что галактики во Вселенной удаляются друг от друга в космическом пространстве. В 1929 году американский ученый Эдвин Хаббл при помощи 254-сантиметрового телескопа установил, что Вселенная расширяется и галактики в космическом пространстве удаляются друг от друга. Используя свои наблюдения, Эдвин Хаббл сформулировал математическую формулу, которая по сегодняшний день точно описывает принцип расширения Вселенной, и имеет огромное значение, как для теоретической, так и практической астрономии.
Закон Хаббла: применение и значение для астрономии
Закона Хаббла имеет огромное значение для астрономии. Его широко применяют современные ученые в рамках создания различных научных теорий, а также при наблюдении космических объектов.
Главное значение закона Хаббла для астрономии заключается в том, что он подтверждает постулат: Вселенная постоянно расширяется. Вместе с этим закон Хаббла служит дополнительным подтверждением теории Большого взрыва, ведь, как считают современные ученые, именно Большой взрыв послужил толчком для расширения «материи» Вселенной.
Закон Хаббла позволил выяснить также, что Вселенная расширяется во всех направлениях одинаково. В какой точке космического пространства не оказался бы наблюдатель, если он посмотрит вокруг себя, он заметит, что все объекты вокруг него одинаково от него удаляются. Наиболее удачно этот факт можно выразить цитатой философа Николая Кузанского, который еще в XV веке сказал: «Любая точка есть центр Безграничной Вселенной».
При помощи закона Хаббла современные астрономы могут с высокой долей вероятности просчитывать положение галактик и скоплений галактик в будущем. Точно так же с его помощью можно вычислить предположительное месторасположение любого объекта в космическом пространстве, спустя определенное количество времени.
- Величина, обратная постоянной Хаббла, равна примерно 13,78 миллиардам лет. Эта величина указывает на то, сколько времени прошло с момента начала расширения Вселенной, а значит, вполне вероятно указывает и на ее возраст.
- Наиболее часто закон Хаббла используют для определения точных расстояний до объектов в космическом пространстве.
3. Закон Хаббла определяет удаление от нас далеких галактик. Что касается ближайших к нам галактик, то здесь его действие не так ярко выражено. Связано это с тем, что эти галактики помимо скорости, связанной с расширением Вселенной, обладают еще и своей собственной скоростью. В связи с этим они могут, как удаляться от нас, так и приближаться к нам. Но, в общем и целом закон Хаббла актуален для всех космических объектов во Вселенной.
