Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла

Новиков Игорь Дмитриевич

Для звезд, в центральных частях которых водород в ядерных реакциях превращается в гелий, М зависит только от их цвета.

Если построить диаграмму видимая звездная величина — цвет для звезд скопления (диаграмму Герцшпрунга—Рессела), то такие звезды выстраиваются на ней в цепочку, называемую главной последовательностью, и их легко отличить от других звезд. Теперь, наблюдая звезды главной последовательности в других скоплениях, можно по их цвету вычислить М и, сравнивая с m, найти расстояния до скоплений. Так находят расстояния до скоплений в нашей Галактике. В некоторых скоплениях имеются цефеиды. Их абсолютные звездные величины М могут быть найдены по m и расстоянию. Суть дела состоит в том, что цефеиды подчиняются зависимости период — абсолютная величина М. Теперь, после нахождения М хотя бы нескольких цефеид,

можно считать известным, какому периоду соответствует та или иная абсолютная звездная величина. Как говорят, эта зависимость теперь откалибрована. Цефеиды являются очень яркими звездами («сверхгигантами») и они видны в близких галактиках. Их называют первичными индикаторами расстояний. Если обнаруживают цефеиду в другой галактике, то, сравнивая видимую звездную величину m с М (найденную по периоду), вычисляют расстояние до нее, а значит, и расстояние до всей галактики. К сожалению, цефеиды видны только в ближайших галактиках (на расстояниях до нескольких миллионов парсеков). Чтобы продвинуться дальше, приходится делать следующий шаг — находить более мощные по светимости, чем цефеиды, индикаторы расстояний, как говорят — вторичные индикаторы. В качестве их используют, например, ярчайшие звезды галактик или ярчайшие шаровые звездные скопления. Как показывают наблюдения, абсолютные величины каждого из этих типов индикаторов достаточно одинаковы у галактик, принадлежащих к одному и тому же типу.

Величины М вторичных индикаторов находят (калибруют их), наблюдая их в ближайших галактиках, расстояния до которых уже известны. По вторичным индикаторам можно уже измерить расстояния до ближайших скоплений галактик (расстояния порядка десяти миллионов парсеков). Наконец, чтобы продвинуться еще дальше вглубь Вселенной, используют индикаторы третьего порядка.

Такими индикаторами могут быть сверхновые звезды в максимуме их блеска или же сами ярчайшие галактики в скоплениях.

Кроме указанных индикаторов используются и другие. Так, в качестве первичных индикаторов используются, например, новые звезды в максимуме их блеска, в качестве вторичных — линейные диаметры облаков ионизованного водорода и т. д.

Разумеется, всегда надо учитывать поглощение света в межзвездном пространстве и множество других технических факторов, на которых мы здесь не имеем возможности останавливаться.

Ясно, что на каждой ступени этой длинной лестницы неизбежные ошибки будут накапливаться.

Не приходится удивляться, что первые оценки расстояний грешили существенными систематическими ошибками, да и сейчас возможная неопределенность шкалы внегалактических расстояний еще очень велика.

Еще при Хаббле стали постепенно вырисовываться несоответствия, показывающие, что в оценках расстояний до галактик не все в порядке.

Так, в ближайших к нам галактиках: Большом и Малом Магеллановых Облаках не были найдены переменные звезды типа RR Лиры. Это означало, что их блеск столь слаб, что они не запечатлеваются на пластинках, сделанных с помощью имевшихся телескопов. Если бы эти галактики находились на расстоянии, как тогда считали, около 30 тысяч парсеков, то звезды типа RR Лиры были бы видны! Значит, в действительности они по-видимому дальше от нас, чем считалось.

Кроме того, согласно тогдашним оценкам расстояний по цефеидам туманность Андромеды удалена от нас на примерно 300000 парсеков. Эта галактика того же типа, что и наша, а рассчитанные с использованием такого расстояния светимости шаровых звездных скоплений и новых звезд в ней оказывались заметно меньше светимостей тех же объектов в нашей Галактике. Да и размеры туманности Андромеды не соответствовали размерам нашей — они оказывались существенно меньше, хотя обе галактики одного типа. Все говорило о том, что туманность Андромеды находится дальше, чем считалось.

С другой стороны, французский астроном X. Минёр, пересмотрев оценки расстояний до цефеид внутри нашей Галактики, пришел в 1944 г. к выводу, что их абсолютная величина по-видимому на 1,5^m ярче, чем считалось со времен определений Шепли.

Все эти указания не принимались, однако, астрономами всерьез до 1952 г., когда Бааде на очередной Генеральной Ассамблее Международного астрономического союза в Риме сообщил, что по его исследованиям цефеиды на 1,5^m ярче, чем полагали, и это означает, что всю шкалу внегалактических расстояний надо примерно удвоить, так как вторичные индикаторы для более далеких расстояний калибровались по ближайшим галактикам.

Вывод Бааде был подтвержден в работе А. Теккерея, выполненной в то же время, а затем и в многочисленных последующих работах.

Но на этом, пересмотр шкалы внегалактических расстояний не закончился.

Начиная с середины пятидесятых годов, настойчивая работа по определению внегалактических расстояний проводится учеником Э. Хаббла американским астрономом А. Сендиджем и его коллегами. А. Сендидж уточнил расстояния до ближайших галактик. Оказалось, что они втрое больше, чем думал Хаббл. Кроме того, он обнаружил и ошибку в работе своего учителя. Дело в том, что на снимках галактик, находящихся достаточно далеко, за границами Местной группы, ярчайшие точечные изображения оказались вовсе не звездами, как считал Хаббл, а целыми облаками светящегося ионизованного водорода (их называют областями HII). Хаббл не мог отличить их от звезд, так как из-за большого расстояния они видны на пластинках как точки. Только с появлением пластинок достаточно чувствительных к красным лучам стало возможным это сделать, сравнивая снимки в красных и синих лучах.

Компактные области HII в галактиках в скоплении Девы оказались, согласно Сендиджу, ярче самых ярких звезд на 1,8^m. Поэтому, когда Хаббл определял во сколько раз скопление Девы дальше ближайших к нам галактик, используя, как он думал ярчайшие звезды, а на самом деле области HII, то недооценивал расстояние этого скопления примерно в два раза. Выяснилось также, что и звезды самой высокой светимости в галактиках примерно в 25 раз ярче, чем принималось во времена Хаббла. В первой половине семидесятых годов считалось, что если учесть поправки в шкале расстояний до ближайших галактик, а затем еще в расстояниях до более далеких, то скопление в Деве и еще более удаленные скопления окажутся от нас раз в 6—10 дальше, чем принимал Хаббл. Соответственно во столько же раз уменьшалась оценка и величины постоянной Хаббла Н. От значения около 500 км/с на мегапарсек, данного Хабблом, она понизилась до 50—100 км/с на мегапарсек.

Еще в 1968 г. Сендидж использовал в качестве индикатора расстояний ярчайшие галактики в скоплениях, содержащих много членов. Это позволило ему продвинуться до расстояний, на которых скорость удаления объектов составляет 140 000 км/с! Определенная им таким способом постоянная Хаббла составила Н=75 км/ (с ∙ Мпк).

Последние десять-пятнадцать лет работы по определению шкалы внегалактических расстояний и постоянной Хаббла велись по меньшей мере столь же интенсивно, как и в предыдущие годы. Появились новые методы, уточнялись и детализировались старые.

Из новых методов надо отметить обнаруженную Р. Талли и Дж. Фишером (США) зависимость между шириной спектральной радиолинии нейтрального водорода (с длиной волны 21 см) и светимостью галактики. Ширина линии определяется скоростями движения газа, а скорости в свою очередь зависят от сил тяготения, а значит от массы галактики. С другой стороны, светимость галактики связана с ее массой. Так объясняется найденная зависимость. Она позволяет калибровать абсолютные звездные величины галактик.

Используя эту зависимость, можно по наблюдаемой ширине радиолинии водорода определить светимость галактики, и, сравнивая с видимым ее блеском, вычислить расстояние.

Метод Талли—Фишера неприменим к эллиптическим галактикам, где нет большого количества нейтрального водорода. Для таких галактик может быть использован аналогичный, метод калибровки их светимостей, только вместо скоростей движения газа спектральным путем определяются скорости движения звезд.

Другой перспективный метод состоит в совместном определении линейной скорости расширения оболочек взрывающихся сверхновых звезд в галактиках (это делается по доплеровскому смещению линий в их оптических спектрах) и измерении скорости роста угловых размеров разлетающихся оболочек. Последние измерения проводятся с помощью современных радиоинтерферометров со сверхдлинными базами, обеспечивающими угловое разрешение до 10^{– 4} угловой секунды. Сравнивая линейную скорость с угловой, находят расстояние до сверхновой, а значит и до материнской галактики.