Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

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∙10⁹ лет, 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).

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.

В 1963 г. работавший на Маунт Паломар голландский астрофизик М. Шмидт получил спектр звездоподобного оптического изображения компактного радиоисточника ЗС273. На фотографии объект выглядит звездой 13^m. М. Шмидт установил, что необычные линии излучения в спектре источника принадлежат водороду — самому распространенному элементу в природе, только они смещены в красную сторону на z = 0,16, но большие красные смещения могут вызываться только быстрым удалением объекта из-за расширения Вселенной. Применяя закон Хаббла, нетрудно показать, что объект находится необычайно далеко и его светимость в сотню раз превышает светимость самых крупных галактик. Вскоре большие красные смещения были обнаружены и у других подобных объектов. Несколько позже все такие объекты стали называть квазарами.

Уже само открытие необычайно мощных источников излучения во Вселенной было сенсационным. Но по настоящему удивительным оказалось свидетельство о чрезвычайно малых размерах этих мощнейших излучателей. Оценка размеров квазаров была получена в результате открытия переменности их блеска.

Сообщение о странных объектах было получено в Москве в начале марта 1963 г. По инициативе И. С. Шкловского Ю. Н. Ефремов и один из авторов этой книги (А. Ш.) исследовали блеск квазара 3С273 по пластинкам Государственного астрономического института им, П. К. Штернберга. Было установлено, что квазар меняет свой блеск с амплитудой 0,7^m. В то же время американские астрономы X. Смит и Д. Хоффлейт также обнаружили переменность 3С273 с амплитудой 0,6^m. Любопытно, что статьи советских и американских исследователей были посланы в печать в один и тот же день — 9 апреля 1963 г.

Оказалось, что блеск квазара 3С 273 иногда заметно меняется и за несколько дней. Это означает,, что линейные его размеры не могут превышать нескольких световых дней. Если бы они были больше, то лучи света, одновременно приходящие к нам, должны покидать разные части объекта в существенно разное время: от более далеких частей выйти раньше, от расположенных ближе — позже. В результате в наблюдаемом суммарном свете изменения осреднялись бы и колебаний блеска за несколько дней наблюдать было бы нельзя.

Природа квазаров долгое время оставалась загадочной. Постепенно выяснилось что квазары являются ядрами гигантских далеких галактик.

Ядра наблюдаются в центрах многих галактик, но обычно их светимость не очень велика. В случае же квазаров по каким-то причинам ядра находятся в состоянии большого возбуждения и их светимость составляет 10⁴⁵—10⁴⁷ эрг/с, что в десятки и даже сотни раз превышает светимости крупнейших галактик.

Естественно было бы весьма заманчивым использовать столь мощные излучатели, видимые с огромных расстояний, и для проверки закона Хаббла, и для решения других задач космологии. Однако выяснилось, что использовать их для этих целей крайне сложно. Дело в том, что в отличие от ярчайших галактик в скоплениях квазары имеют огромный разброс светимостей и тем самым не могут служить индикаторами расстояний. К тому же светимость квазаров сильно меняется с течением времени. Характерное время жизни квазара, вероятно, порядка 10⁷ лет. Возраст галактик — порядка 10¹⁰ лет. Гораздо более короткий период активности квазара по сравнению с возрастом галактики и обуславливает сравнительно сильную его изменчивость.

Проблема эволюции, изменчивости светимости и других свойств галактик и квазаров становится одной из кардинальных, когда мы обращаемся к объектам, имеющим красное смещение порядка z ≈ 1 и больше. Свет, приходящий к нам сегодня, покинул столь далекие объекты миллиарды лет назад, когда они были существенно моложе и светимость наших стандартных индикаторов расстояния была заметно иной, чем светимость в наше время, которую мы наблюдаем у близлежащих объектов. Эволюция же галактик и квазаров известна плохо.