Читать интересную книгу Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уоллер Уильям

Подсчет галактик

Как показано в этой главе, в наблюдаемой Вселенной удивительно много самых разнообразных галактик. Астрономы, вдохновленные их изумительной красотой, провели тщательную спектрозональную съемку и спектроскопические исследования — и выявили в пределах этих галактик сложное взаимодействие между звездами, газом и активными ядрами. Более того, они начали собирать воедино все сведения, связанные с эволюцией этих «островных вселенных» на протяжении космологического времени (см. гл. 10). Но сначала нам предстоит еще многому научиться и пока что просто подсчитать галактики, которые мы можем наблюдать. Впервые это с успехом сделали в 1996 году, после того как космический телескоп «Хаббл» фотографировал один и тот же участок неба в течение рекордных десяти дней непрерывной выдержки. «Глубокий обзор Хаббла», полученный в итоге, запечатлел лишь крошечный участок неба в созвездии Большой Медведицы. Представьте, что вы, держа в вытянутой руке монету в десять центов, фиксируете взгляд на глазе Рузвельта — это эквивалент небольшого поля обзора, доступного «Хабблу». Однако на нем были многие тысячи галактик. Этот невероятный «образец ядра» галактической Вселенной предоставил исследователям самые разные возможности, в том числе и шанс оценить общее число галактик в видимом космосе.

Достаточно сказать, что количество галактик, доступных наблюдению, поистине поразительно — от 50 до 100 миллиардов, — и это только гигантские галактики и карликовые галактики со вспышкой звездообразования. Меньшие и менее активные галактики пока остаются вне досягаемости наших исследовательских станций. С 1996 года «Хаббл», «Спитцер» и несколько наземных телескопов позволили нам получить другие глубокие обзоры космоса. Теперь у нас есть спектрозональное досье образцов галактического ядра, доступ к которому позволит изучить эволюцию галактик за космологическое время — начиная от более чем 10 млрд лет назад и заканчивая нашей эпохой. Однако, чтобы действительно обнаружить «первый свет» от самых молодых галактик, нам придется дождаться космического телескопа «Джеймс Уэбб» и других телескопов, сконструированных именно для того, чтобы уловить это едва заметное первичное излучение (см. гл. 10).

Расширение космоса

В 1920-х годах, задолго до «Хаббла» и его потрясающих сверхчетких снимков, астрономы начали пристально изучать галактики, доступные их детекторам и телескопам. Разделив галактический свет на спектры и сфотографировав их на длинной выдержке, они увидели на спектральных линиях значительные доплеровские смещения, заметные в длине волны. Спектры с синим смещением указывали на приближение к нам, спектры с красным — на удаление от нас. Например, галактика Андромеды (М31) показала синее смещение, вызванное тем, что она и Млечный Путь сходятся друг с другом со скоростью 110 км/с. Синее смещение имеет и галактика Треугольника (М33), которая движется к нам со скоростью 44 км/с.

Однако за пределами Местной группы для большинства галактических спектров были характерны красные смещения. Милтон Хьюмасон, талантливый помощник Эдвина Хаббла, искусно фиксировал эти спектры на фотопластинках с помощью вышеупомянутого телескопа Хукера, расположенного в южной Калифорнии, — самого большого телескопа в мире на тот момент. В ходе работы над спектрами Хаббл соотнес их красные смещения с самыми точными на то время оценками расстояния до соответствующих галактик и в 1929 году вывел свой фундаментальный закон: чем дальше до галактики, тем больше ее красное смещение. Сам он понимал это смещение как скорость удаления в соответствии с оптическим эффектом Доплера. Этого хватило, чтобы он совершил огромный концептуальный скачок и интерпретировал свой закон как свидетельство расширяющейся галактической Вселенной. Наглядные аналогии помогут нам яснее представить ход его рассуждений.

Предположим, у нас есть булочка с изюмом, которую мы собираемся поместить в печь. Выберем одну изюминку. Все остальные находятся от нее на определенном расстоянии: одни очень близко, а другие — подальше и ближе к другому краю булочки. Как только булочка испечется, она станет шире. Самые близкие изюминки отодвинутся от нашей «избранницы» совсем чуть- чуть, но те, которые были больше удалены от нее изначально, расположатся еще дальше, а несколько, находящихся на дальнем краю, отодвинутся на наибольшее расстояние. Это соотношение расстояние — движение работает для любой случайно выбранной изюминки. Другими словами, так подтверждается глобальное расширение.

Рис. 8.5. Недавний график с демонстрацией закона Хаббла, связавшего расстояние до галактики в мегапарсеках (Мпк) и скорость ее удаления (км/с). Наклон функции дает значение постоянной Хаббла, в данном случае равное 72 (км/с)/ Мпк. (По источнику: W. L. Freedman et al., Astrophysical Journal, vol. 553 [2001], p. 47.)

Сегодня астрономы больше не интерпретируют красные смещения галактик как следствие кинематической модели, согласно которой галактики удаляются от нас со скоростями, зависящими от соответствующих расстояний. Теперь они рассматривают рас — тяжение длин световых волн совершенно иначе — как признак расширения пространства. Это не галактики путешествуют в космосе — это сама ткань космоса расширяется и увлекает их за собой! К счастью, в этом случае аналогия с расширяющейся булочкой подходит еще лучше.

Несмотря на верные толкования, скорость расширения по- прежнему выражается в кинематических единицах, (км/с)/Мпк (Мпк — сокращение от мегапарсек, где 1 Мпк = 1 млн парсек, или 3,26 млн световых лет). В настоящее время наиболее точная оценка так называемой постоянной Хаббла (Но), рассчитанная на основе наиболее точно измеренных расстояний до галактик, составляет: Ho = 72 ± 6 (км/с)/Мпк, в то время как скорость удаления (vr), согласно кинематической интерпретации, линейно связана с расстоянием и выражается формулой vr = Ho ∙ d, что показано на рис. 8.5.

РАЗЛИЧНЫЕ ЗНАЧЕНИЯ ПОСТОЯННОЙ ХАББЛА

Недавние измерения, основанные на различных подходах, позволили уменьшить неопределенность в соответствующих значениях постоянной Хаббла. Однако сами значения теперь отличаются — и, возможно, значительно. Пока я пишу этот абзац, измерение расстояний до галактик, предполагающее использование сверхновых типа Ia в качестве стандартных свечей, дает значение Ho, равное 74,0 ± 1,5 (км/с)/Мпк. Однако подробные данные, связанные с космическим микроволновым фоном, указывают на значение 67,5 ± 0,5 (км/с)/Мпк, в то время как новый метод измерения расстояний, главную роль в котором играет гравитационное линзирование удаленных квазаров более близкими галактиками, позволил получить диапазон значений от 72,5 ± 2,2 (км/с)/Мпк до 82 ± 8 (км/с)/Мпк. Ученые пока не знают, требуют ли видимые различия некоей новой физики, выходящей за пределы Стандартной модели, или противоречивые результаты можно объяснить системными ошибками и внутренними пристрастиями.

Достижения Хаббла по-прежнему бесценны для астрономии. Его одноименный закон устанавливает существование расширяющейся Вселенной и позволяет определять расстояния до удаленных галактик, скоплений галактик и сверхскоплений, как мы видели в третьей главе. Дальнейшее исследование ведет к возможной нелинейности, позволившей утверждать, что Вселенная расширяется с ускорением; как мы увидим в тринадцатой главе, это придало бы дополнительную достоверность предположению о некоем виде темной энергии, пронизывающей все космическое пространство. Но прежде мы вернемся к тому, с чего все началось, и постоянная Хаббла поможет нам вычислить хаббловское время — первое приближенное значение возраста Вселенной.