Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Теерикор Пекка

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.

Нужно отметить одну щекотливую проблему всех методов, использующих «стандартную свечу». Вызвана она тем неудобством, что астроном не может передвигаться между галактиками, а вынужден оставаться на одном месте — в Солнечной системе. Когда для исследования выбираются галактики, то неизбежно возникает тенденция учитывать тусклые галактики в ближнем пространстве и все более яркие на более далеких расстояниях. В результате это приводит к ошибке, названной «сдвиг Малмквиста» (Malmquist bias), которую впервые обсуждал шведский астроном Гуннар Малмквист (1893–1982) в связи с исследованием звезд. Многие базы астрономических данных могут быть искажены этим эффектом. Это преуменьшает расстояния, поэтому значение постоянной Хаббла (= скорость/расстояние) становится больше.

Врезка 21.2. Постоянная Хаббла, шкала расстояний и возраст Вселенной.

Постоянная Хаббла (Н) тесно связана со шкалой расстояний и с возрастом расширяющейся Вселенной. Расстояние R до галактики, скорость удаления которой равна V, составляет V/Н (из закона Хаббла). Следовательно, чем меньше постоянная Хаббла, тем больше расстояние, вычисленное по скорости (то есть по красному смещению). Связь с возрастом также нетрудно проследить. Предположим, что на протяжении всей истории Вселенной скорость V взаимного удаления двух галактик оставалась постоянной. Тогда понятно, что некоторое конечное время тому назад эти две (да и все остальные) галактики были очень близки друг к другу. Это время, или «возраст Вселенной», определяется с помощью элементарной математики — делением современного значения расстояния R между галактиками на их взаимную скорость V. Легко видеть, что отношение R/V равно 1/H. Следовательно, вычисленный возраст Вселенной обратно пропорционален принятому значению постоянной Хаббла.

Современные измерения показывают, что постоянная Хаббла равна примерно 70 км/с на 1 Мпк, то есть при расстоянии между галактиками в 1 млн парсеков (3,26 млн световых лет) они удаляются друг от друга со скоростью около 70 км/с. Удобно помнить, что скорость в один километр за секунду соответствует расстоянию в один парсек за миллион лет. Тогда со скоростью 70 км/с для удаления на один парсек потребуется 14 000 лет, а на миллион парсеков —14 млрд лет. Получается, что возраст Вселенной, с того момента, когда галактики «сидели на голове друг у друга», составляет около 14 млрд лет. Точное значение возраста зависит от того, увеличивались или уменьшались скорости галактик с момента Большого взрыва (этот вопрос обсуждается в главе 23).

В первой половине XX века считалось, что постоянная Хаббла примерно в 7 раз больше современной оценки (рис. 21.15). Поэтому вычисленный возраст Вселенной получался равным всего 14/7 = 2 млрд лет.

Рисунок 21.15 показывает, как изменялась оценка постоянной Хаббла за последние десятилетия. Вид этой зависимости говорит о трудностях при измерении расстояний до галактик. В основном с эффектом Малмквиста было связано расхождение между двумя «школами» астрономов, возникшее в 1980-е годы. Жерар де Вокулёр и его коллеги предпочитали значение Н около 100, а «старейшина современной наблюдательной космологии» Аллан Сэндидж и его давний европейский коллега Густав Тамман получали значение близкое к 55 (постоянная Хаббла измеряется в единицах «км/с на Мпк», Мпк = 1 млн парсеков). Позже это разногласие удалось преодолеть. В общем, большое различие полученных значений постоянной Хаббла показывает, что измерение космических расстояний — это нелегкое искусство. Сейчас развито несколько особых методов, обходящих привычную лестницу расстояний и свободных от сдвига Малмквиста. Они дают значения от 60 до 80. Во врезке 21.2 коротко описано, как значение постоянной Хаббла связано с размером и возрастом расширяющейся Вселенной.

Рис. 21.15. Наилучшие значения постоянной Хаббла в прошедшие десятилетия. Эта эволюция свидетельствует о трудностях измерения расстояний до галактик. Последние две точки определены по наблюдениям космического телескопа «Хаббл».

Примером того, насколько сложно измерить расстояние даже до соседней галактики, служит «изменение» расстояния до Туманности Андромеды. В табл. 21.1 показаны некоторые результаты, полученные за последнее столетие.

Таблица 21.1. Измеренные расстояния до галактики Андромеда.

Некоторые из методов указанных авторов обсуждаются в тексте.

И все же она движется!

Мы уже упоминали об уверенности ван Маанена в том, что он обнаружил вращение некоторых спиральных галактик по фотографиям, полученным в разное время. Его сообщение служило важным аргументом в период споров о расстояниях до спиральных туманностей. Но сейчас-то мы знаем, что заметить вращение галактик он никак не мог. На один оборот вокруг оси галактика тратит от 100 млн лет и более. Ван Маанен ошибался не умышленно; он очень аккуратно измерял движения звезд. Более вероятно, что здесь мы имеем дело с так называемой личной ошибкой (personal bias). Когда человек пытается заметить очень маленький эффект, то он сам не осознает, как подсознательно ожидание «того, что нужно увидеть» берет верх и влияет на измерения.

Но, с другой стороны, доплеровское смещение линий в спектрах показывает, что галактики действительно вращаются. В 2005 году, спустя 80 лет после измерений ван Маанена, международная группа астрономов под руководством Андреаса Брунталера и Марка Рейда смогла зарегистровать вращение галактики М33, входившей в список ван Маанена. Но это вращение было обнаружено не по фотографии, а путем наблюдения за гигантскими мазерными источниками на молекулах водяного пара в газовых облаках М33. Эти естественные мазеры (похожие на лазеры) интенсивно излучают в одном направлении и в очень узком диапазоне радиочастот. Их положение (и его изменение) можно точно измерить с помощью используемой радиоастрономами «интерферометрии с очень длинной базой». В этой работе были применены 10 больших радиоантенн, размещенных в разных областях США и управлявшихся из Национальной радиоастрономической обсерватории (ИКАО). Астрономы смогли измерить очень маленькое смещение на небе двух водяных мазеров в спиральных рукавах М33 — всего на несколько миллионных долей секунды дуги в год. Это смещение указывает на вращение галактики (рис. 21.16), как и ожидалось по независимым спектроскопическим (эффект Доплера) данным. Эти же измерения позволили вычислить и расстояние до М33, которое оказалось почти таким же, как расстояние до галактики Андромеда, что согласуется с результатами других методов и говорит о том, что эти члены Местной группы находятся сравнительно недалеко друг от друга.

Рис. 21.16. Вращение галактики М33 было определено по наблюдениям еле заметного движения на небе гигантских мазеров на молекулах водяного пара. Стрелки показывают направление и относительную величину измеренного смещения. Эту галактику в созвездии Треугольник иногда называют «Вертушкой» или «Шутихой». С любезного разрешения Travis Rector.

Аллан Сэндидж (рис. 21.17) любит повторять: «То, что кажется таким простым, часто осложнено своими ужасными деталями». Мы старались уберечь читателя от ужасных деталей напряженной битвы за построение шкалы космических расстояний. Поднявшись по ступеням этой «лестницы», человечество смогло полнее осознать свою незначительность в масштабе Вселенной, увидеть все разнообразие похожих на наше Солнце звезд и почувствовать всю глубину древности нашего мира. Еще одно приложение шкалы расстояний — это космическая картография, или «география» Вселенной, которую мы обсудим в следующей главе.