Читать «Эволюция Вселенной и происхождение жизни» онлайн - страница 191
Пекка Теерикор
Постоянная Хаббла — очень важная величина для космологии, связанная с размером и возрастом Вселенной. Более того, для большинства галактик мы знаем только их красное смещение. Если известна постоянная Хаббла, то достаточно разделить скорость удаления на эту величину, чтобы получить расстояние. Но чтобы определить саму постоянную Хаббла, мы сначала должны точно измерить расстояния до достаточно большого числа галактик.
Как измерять космические расстояния?
Один астроном начал свой обзор по внегалактическим расстояниям так: «Фактически определение расстояний до галактик является неразрешимой задачей». В этой пессимистической фразе есть доля истины, поскольку измерение космических расстояний основывается на сложной цепи слабо связанных между собой методов. Эта цепь начинается с Солнца, затем она взаимно связывает ближние и дальние звезды нашей Галактики, далее следует к ближайшим галактикам и шаг за шагом протягивается ко все более и более удаленным галактикам, образуя лестницу космических расстояний.
Расстояния до ближайших галактик в основном измерены по цефеидам, но на большем расстоянии цефеиды слишком слабы для наблюдения наземными телескопами. Космический телескоп «Хаббл», работающий вне земной атмосферы, за последнее время очень помог в продвижении метода цефеид на большие расстояния, достигнув в 30 раз больших расстояний, чем до галактики Андромеда.
Сверхновые гораздо ярче цефеид: например, сверхновая 1885 года в М31 имела блеск лишь втрое меньше, чем у всей галактики. За последние годы резко увеличилось число открытий далеких сверхновых, а также улучшилась интерпретация их поведения. Поэтому некоторые типы сверхновых стали «стандартными свечами», которые можно использовать для надежного измерения расстояний во Вселенной.
За последние годы разработано много новых методов. Если предположить, что галактики определенного типа имеют известную светимость, то расстояние до них вычислить несложно. К сожалению, нам неизвестны такие «галактики — стандартные свечи». Возьмем, например, галактику Андромеда и два ее спутника — М32 и М110, представленные на цветной вкладке. Если бы все галактики имели одинаковый размер, то надо было бы заключить, что спутники расположены гораздо дальше Андромеды. Так что определение расстояний до галактик по их размеру или блеску очень ненадежно. Лучше вернуться к методу Эпика, который определил расстояние до галактики Андромеда, используя скорость ее вращения для оценки светимости. В современном виде это называется методом Талли-Фишера; он дает значения расстояний с ошибкой менее 30 %. Измерять скорости вращения проще, используя радиотелескоп. Почему вращение позволяет определить истинную светимость галактики? Потому что чем массивнее галактика, тем быстрее она вращается; а раз она более массивная, то в ней больше звезд и сильнее звездное излучение. За последнее время методом Талли-Фишера измерены расстояния до тысяч галактик.