Глава 2. Вселенная расширяется

§2.3. Закон Хаббла и измерение расстояний до галактик

Большинство наблюдательных фактов, относящихся к Вселенной в целом, были получены с помощью исследования звездных систем — галактик.

Еще в начале нашего века было установлено, что в спектрах большинства галактик (за исключением единиц) линии всех химических элементов смещены в красную сторону. Мерой этого красного смещения является величина z, определяемая по формуле:

z=(λ'-λ0)/λ0,

(2.1)

где λ₀ — длина световой волны, характерная для данного элемента и λ' — длина волны, которую регистрирует земной наблюдатель. Для всех элементов величина z одна и та же. Смещение в спектрах галактик объясняется эффектом Доплера, согласно которому чем быстрее удаляется от нас какой-либо объект, тем больше величина красного смещения (при приближении объекта наблюдается фиолетовое смещение). Если скорость v удаления объекта много меньше скорости света c, то связь между v и z следующая:

v=cz.

(2.2)

Поскольку скорость v направлена вдоль луча зрения, ее называют лучевой.

В 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл (рис. 2.3.1) сделал замечательное открытие: лучевая скорость v любой галактики (измеренная с помощью красного смещения) пропорциональна расстоянию r от нее:

v=Hr,

(2.3)

где H — коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. Это соотношение называется законом Хаббла. Заметим, что самая далекая галактика, известная на сегодняшний день, имеет красное смещение z=6.68 (по неподтвержденным пока сообщениям, открыты несколько галактик с z>10).

В настоящее время закон Хаббла считается установленным достаточно надежно. Для его доказательства достаточно измерить относительные расстояния до галактик (т.е., грубо говоря, установить, во сколько раз одна галактика дальше другой). Главным методом измерения внегалактических расстояний является метод “стандартной свечи”, заключающийся в следующем: выбирается класс объектов с известной (либо легко вычисляемой) мощностью излучения L (светимостью). В помощью астрономических инструментов измеряется поток излучения j от этого объекта на Земле. Но поток ослабляется обратно пропорционально квадрату расстояния, j=L/4πr². Отсюда вычисляется расстояние до объекта (подчеркнем, что для вычисления относительных расстояний нет необходимости знать саму светимость стандартной свечи, достаточно знать, что она действительно неизменна от объекта к объекту).

Эдвин Хаббл использовал в этом качестве цефеиды — пульсирующие переменные звезды, светимость которых тем больше, чем больше период изменения их блеска. Цефеиды в этом качестве используются и поныне, хотя они они видны на расстояниях менее 100 млн св. лет. Гораздо более яркими объектами являются грандиозные звездные взрывы - сверхновые звезды. Их известно несколько разновидностей, но лучше всего на роль стандартных свечей подходят сверхновые типа Ia (СН-Ia), имеющие одну и ту же светимость - около 10 млрд светимостей Солнца. Взрывы СН-Iа происходят тогда, в состав двойной звезды входит обычная звезда и сверхплотная звезда — белый карлик, на которую выпадает вещество с обычной звезды. Из законов квантовой механики следует существование верхнего предел массы белого карлика — 1.4 массы Солнца (предел Чандрасекара). Чуть только масса карлика вместе с массой выпавшего на него вещества превосходит этот предел, белый карлик становится неустойчивым и взрывается, от него остается только оболочка, расширяющаяся с огромной скоростью — до нескольких тысяч км/сек. Поскольку эти взрывы происходят, как только масса переваливает за предел Чандрасекара, все СН-Iа имеют примерно одинаковые максимальные светимости и поэтому часто используются в качестве “стандартных свечей”, а поскольку они наблюдаются с огромных расстояний, их используют для определения расстояний до удаленных галактик. Этот метод подтверждает справедливость закона Хаббла вплоть до огромных расстояний — более миллиарда световых лет (рис. 2.3.2).

Гораздо труднее измерить значение постоянной Хаббла, ведь для этого нужно знать не только относительные, но и абсолютные расстояния до галактик. По оценкам самого Хаббла, H~550 км/(с·Мпк). В 1958 году его ученик Алан Сендидж установил, что великий астроном значительно преуменьшал расстояния до галактик; по оценке Сэндиджа, постоянная Хаббла заключена в пределах H~50-100 км/(с·Мпк). Часто постоянную Хаббла выражают в виде H=h·100 км/(с·Мпк). Сам Сэндидж вместе с швейцарским астрономом Густавом Тамманном получили значение h~0.55, но многие другие астрономы прежде склонялись к оценке h~0.95.

Последние несколько лет ознаменовались заметным прогрессом в определении внегалактических расстояний. В первую очередь, это связано с деятельностью Космического телескопа им. Хаббла (Hubble Space Telescope, HST) — рефлектора с зеркалом диаметром 2.4 метра, обращающегося по орбите вокруг Земли. В частности, с помощью этого телескопа осуществляется проект поиска цефеид в далеких галактиках. Лидер этого проекта Венди Фридман и ее коллеги дают оценку h~0.70. Многие другие учение полагают, однако, что, поскольку цефеиды удается обнаружить только в достаточно близких галактиках, значение постоянной Хаббла, измеренное с помощью этих звезд, не может характеризовать Вселенную в целом. На HST ведется также поиск СН-Ia на космологических расстояниях; некоторые из этих звезд вспыхнули в тех же галактиках, расстояния до которых удалось измерить с помощью цефеид, что позволило Алану Сэндиджу, Густаву Тамманну и их сотрудникам оценить светимость СН-Ia и с их помощью можно измерить расстояния до очень далеких галактик. Значение постоянной Хаббла, найденной этим методом, оказалось h~0.58. Другая группа астрономов также при помощи СН-Ia получила значение h~0.65. Большинство современных оценок постоянной Хаббла лежат в интервале 0.55<h<0.75, т.е.

55 км/(с·Мпк)<H<75 км/(с·Мпк).

Для численных оценок мы будем использовать значение h=0.65.