Черные дыры и Вселенная
Шрифт:
Начались многочисленные попытки определения расстояний до цефеид нашей Галактики. Первая оценка была сделана самим Э. Герцшпрунгом. Мы не будем описывать здесь суть используемых при этом хитрых косвенных методов. Отметим только, что и первая, и многие последующие попытки были столь трудны, что привели к результатам, содержащим значительные ошибки. Эти ошибки были окончательно выявлены только в начале 60-х годов. Но работа эта настолько важна (речь идет об измерении масштабов Вселенной!), что уточнения продолжаются до сих пор.
После того как установлена истинная светимость хоть одной цефеиды с известным
Цефеиды здесь используются как «стандартные свечи», истинная яркость которых известна. Поэтому и весь метод получил название метода «стандартной свечи».
Роль цефеид в измерении расстояний столь велика, что известный американский астроном X. Шепли назвал их «самыми важными» звездами.
Истинная светимость цефеид очень велика — они в тысячу раз ярче Солнца. Поэтому цефеиды видны с достаточно больших расстояний, вплоть до 15 миллионов световых лет. Значит, с их помощью можно определять расстояние до ближайших галактик.
Но нас интересуют еще большие масштабы!
Для дальнейшего продвижения приходится делать еще один шаг. Хотелось бы найти «стандартные свечи» более яркие, чем цефеиды, и хорошо видимые с еще больших расстояний. Оказалось, что такие «свечи» есть. Вокруг галактик обычно наблюдается много звездных скоплений, которые за свою форму получили название шаровых.
Когда с помощью цефеид были определены расстояния до ближайших галактик, сравнили истинные светимости шаровых скоплений вокруг разных галактик. Оказалось, что если выбрать вокруг каждой галактики ярчайшее шаровое скопление, то истинная светимость этих ярчайших скоплений практически одинакова для всех галактик.
Значит ярчайшие шаровые скопления вокруг галактик можно использовать как «стандартную свечу», причем более яркую, чем цефеиды.
Этим методом можно измерять расстояние вплоть до шестидесяти миллионов световых лет. А это значит, что можно измерить расстояние уже до ближайших скоплений галактик. Дальше, увы, шаровые скопления различать пока невозможно.
Следующая ступень — использование еще более яркой «стандартной свечи». Выяснилось, что в разных скоплениях галактик ярчайшие галактики имеют одинаковую светимость — примерно в десять раз больше светимости нашей Галактики.
Эти ярчайшие «стандартные свечи» позволяют продвигаться уже на миллиарды световых лет.
Такова «лестница масштабов», используемая астрономами на пути в глубь Вселенной.
А как измеряют скорости движения далеких объектов?
Разумеется, на расстояниях не только ближайших к нам галактик, но и более отдаленных не заметны никакие перемещения звезд и других объектов на фоне неба, по которым можно было бы вычислить скорость перемещения их в пространстве поперек луча зрения.
Единственное, что можно измерить, но зато сравнительно просто и надежно, это скорость приближения к
Наконец, об измерении массы галактик и скоплений галактик. Ее можно определить, используя закон всемирного тяготения.
Пусть мы наблюдаем, скажем, эллиптическую галактику. В ней звезды движутся с определенными скоростями друг относительно друга. Если бы не было сил тяготения, они бы разлетелись в пространстве. Силы тяготения, обусловленные общей массой всей галактики, удерживают их от разбегания. Измерив относительные скорости звезд в галактике (это можно сделать методом Доплера) и зная размер галактики, можно вычислить силы тяготения, а значит, и массу, их создающую. Так определяют массы галактик.
При измерении масс скоплений галактик поступают аналогичным образом, только вместо движений отдельных звезд используют движение галактик в скоплении.
Теперь мы знакомы в общих чертах с тем, как были получены числа, описывающие устройство Вселенной в больших масштабах.
Возникает еще один вопрос. Как движутся в пространстве скопления галактик и отдельные, достаточно удаленные галактики?
Ответ на этот вопрос явился величайшим открытием естествознания XX века. Оказалось, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Скопления галактик удаляются друг от друга, все вещество Вселенной было приведено в состояние расширения таинственным Большим взрывом в далеком прошлом.
Вселенная должна эволюционировать
То, что Вселенная, в которой мы живем, должна либо расширяться, либо сжиматься, было предсказано теоретически замечательным советским ученым А. Фридманом в 1922—1924 годах. Работы А. Фридмана были строго математичны и основывались на теории тяготения Эйнштейна. Но для того чтобы понять суть его открытия, нет надобности обращаться к строгой математике. Как все великое, это открытие в основе своей очень просто.
Вспомним, почему не сжимается и не расширяется обычная звезда. В ней силы тяготения уравновешены силой, создающейся перепадом давлений от плотных недр звезды к рыхлой поверхности. Но Вселенная однородна в самых больших масштабах, никакого перепада давлений в ней быть не может. Значит, там единственной существенной силой остается тяготение.
Поэтому, если представить себе, что в какой-то момент огромные массы Вселенной в среднем неподвижны друг относительно друга и распределены однородно, то в следующий момент под действием тяготения они придут в движение, вещество начнет сжиматься. В сравнительно маленьких системах тяготение можно уравновесить круговым движением тел по орбитам (как в Солнечной системе) или хаотическим движением тел по очень вытянутым орбитам (как в эллиптических галактиках). Но в огромной Вселенной это невозможно — пришлось бы задавать скорости, больше скорости света, что запрещено законами природы.