Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла
Шрифт:
Еще один способ был предложен в СССР Я.Б. Зельдовичем и Р.А. Сюняевым. Он основан на совместных наблюдениях рентгеновского излучения горячего газа в скоплениях галактик и рассеянного им реликтового радиоизлучения (с. 166—172) горячей Вселенной.
Новые методы хотя и позволили сделать отдельные уточнения, но все же не привели пока к резкому увеличению надежности измерения расстояний.
При определении постоянной Хаббла помимо трудностей измерения больших расстояний возникла еще одна проблема. Начиная с шестидесятых годов становилось все более очевидно, что на движения сравнительно близких к нам галактик, удаляющихся со скоростью не более 4000 км/с должны существенно влиять силы тяготения крупных местных сгущений вещества — скоплений галактик. Эти силы могут в сравнительно небольших масштабах заметно искажать общее хаббловское расширение.
В последние десятилетия прослеживается четкое разделение ведущих специалистов по внегалактическим расстояниям на две группы. Одна из этих групп во главе с Сендиджем и швейцарским астрономом Г. Тамманом настаивает на том, что постоянная Хаббла приблизительно равна H = 50 км/(с∙Мпк).
Подытоживая результаты длительной работы, Тамман на симпозиуме «Наблюдательная космология» в Китае в 1986 г. сказал: «Для всех практических целей рекомендуется удобное число Н = 50 км/(с∙Мпк); вероятно потребуется длительное время прежде чем существенно иное значение станет необходимым».
Оценка Тамманом возможной систематической ошибки в определении Н такова: «Неточность в значении хаббловской постоянной вероятно определяется реалистическим 99% доверительным интервалом 35 < H < 75» (числа соответствуют единицам: км/(с∙Мпк)).
Многие астрономы не согласны, однако, с таким заключением. Приверженцы второй группы специалистов по внегалактическим расстояниям считают, что постоянная Хаббла близка к H = 100 км/(с∙Мпк). Глава этого направления французский астроном Ж. де Вокулёр в обзорной работе 1982 г. приходит к заключению: «Наиболее вероятное значение хаббловской постоянной... есть H = 95 ± 10 (среднеквадратичная ошибка) км/(с∙Мпк) ..., или в более общем виде ... 116 ≥ H ≥ 81...» (в единицах км/(с∙Мпк). Первую группу астрономов часто называют сторонниками «длинной» шкалы внегалактических расстояний, вторую — сторонниками «короткой».
Почему такая большая разница в оценке Н крупнейшими специалистами? Безусловно, в основе этого противоречия лежит недостаточность нашего знания, связанная с колоссальной трудностью проблемы. Более конкретно разница в выводах вызвана разными методиками, используемыми теми и другими специалистами.
Главное различие в методике состоит в том, что Сендидж и Тамман выбирают минимальное число наиболее надежных, по их мнению, индикаторов расстояний (первичных, вторичных и т. д.) и так же минимальное число надежных способов их калибровки, в то время как Ж. де Вокулёр, С. ван ден Берг и другие астрономы предпочитают брать большое число индикаторов и калибровать их всеми возможными способами. По образному выражению Ж. де Вокулёра первая группа предпочитает «ставить все свои деньги на одну лошадь», а вторая группа исповедует философию «распределения риска». Надо подчеркнуть, что разница вдвое в «короткой» и «длинной» шкалах расстояний получается только для самых удаленных объектов, находящихся от нас заметно дальше, чем ближайшее крупное скопление галактик в созвездии Девы. Оценки расстояний до ближайших галактик, в которых видны цефеиды — наиболее надежные первичные индикаторы внегалактических расстояний — у обеих групп приблизительно совпадают или же во всяком случае не сильно отличаются. Здесь разница составляет всего около двадцати процентов. С увеличением расстояний растет и расхождение между шкалами, достигая полутора на расстоянии скопления Девы и примерно двух для гораздо более далекого скопления в созвездии Волос Вероники.
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
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 16m, 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.