Закон Хаббла.Структура и геометрия Вселенной

Хаббл Эдвин Пауэлл

Хаббл стал подлинным классиком науки двадцатого столетия. Ученый оставил грандиозное наследие — эволюционирующий мир галактик, управляемый законом его имени. Он сделал столь выдающиеся открытия, что они дают бесспорное право назвать Хаббла величайшим астрономом со времен Коперника.

Предки Хаббла, выходцы  из Англии, появились на американском континенте еще в XVII столетии. Эдвин Хаббл родился 20 ноября 1889 года в небольшом городке Маршфилд в штате Миссури в семье страхового агента Джона Пауэла Хаббла и его супруги Виржинии Ли Джеймс. Его детство прошло в крепкой дружной семье, где росло восемь детей. Астрономией Эдвин заинтересовался рано, вероятно, под влиянием своего деда по матери, построившего себе небольшой телескоп.

В 1906 году Эдвин окончил школу. Учеба давалась ему легко, занятиями он себя не утруждал и среди сверстников особо ничем не выделялся. Шестнадцатилетним юношей Хаббл поступил в Чикагский университет, входивший тогда в первую десятку лучших учебных заведений США. Там работал астроном Ф. Р. Мультон, автор известной теории происхождения Солнечной системы. Он оказал большое влияние на дальнейший выбор Хаббла.

О том, как протекала студенческая жизнь Эдвина, сведений сохранилось мало. Обычно вспоминают лишь, что он увлекался спортом, играл в баскетбол, занимался боксом, и тренеры даже прочили ему карьеру профессионального боксера.

Вернувшись с первой мировой войны, Эдвин Хаббл устроился  на работу в высокогорную астрономическую  обсерваторию Маунт-Вилсон в Южной Калифорнии, которая в те годы была лучшей в мире по оснащенности. Используя ее новейший телескоп-рефлектор с диаметром главного зеркала 2,5 м, он провел серию любопытных измерений, навсегда перевернувших наши представления о Вселенной.

Вообще-то, Хаббл  намеревался исследовать одну застаревшую  астрономическую проблему — природу туманностей. Эти загадочные объекты, начиная с XVIII века, волновали ученых таинственностью своего происхождения. К XX веку некоторые из этих туманностей разродились звездами и рассосались, однако большинство облаков так и остались туманными — и по своей природе, в частности. Тут ученые и задались вопросом: а где, собственно, эти туманные образования находятся — в нашей Галактике? или часть из них представляют собой иные «островки Вселенной», если выражаться изощренным языком той эпохи? До ввода в действие телескопа на горе Уилсон в 1917 году этот вопрос стоял чисто теоретически, поскольку для измерения расстояний до этих туманностей технических средств не имелось.

Начал свои исследования Хаббл с самой, пожалуй, популярной с незапамятных времен туманности Андромеды. К 1923 году ему удалось рассмотреть, что окраины этой туманности представляют собой скопления отдельных звезд, некоторые из которых принадлежат к классу переменных цефеид (Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд с довольно точной зависимостью период—светимость, названный в честь звезды δ Цефея. Одной из наиболее известных цефеид является Полярная звезда.). Наблюдая за переменной цефеидой на протяжении достаточно длительного времени, астрономы измеряют период изменения ее светимости, а затем по зависимости период—светимость определяют и количество испускаемого ею света.

Чтобы лучше понять, в чем заключается следующий  шаг, приведем такую аналогию. Представьте, что вы стоите в беспросветно темной ночи, и тут вдалеке кто-то включает электрическую лампу. Поскольку  ничего, кроме этой далекой лампочки, вы вокруг себя не видите, определить расстояние до нее вам практически невозможно. Может, она очень яркая и светится далеко, а может, тусклая и светится неподалеку. Как это определить? А теперь представьте, что вам  каким-то образом удалось узнать мощность лампы — скажем, 60, 100 или 150 ватт. Задача сразу упрощается, поскольку по видимой светимости вы уже сможете примерно оценить геометрическое расстояние до нее. Так вот: измеряя период изменения светимости цефеиды, астроном находится примерно в той же ситуации, как и вы, рассчитывая расстояние до удаленной лампы, зная ее светосилу (мощность излучения).

Первое, что сделал Хаббл, — рассчитал расстояние до цефеид на окраинах туманности Андромеды, а значит, и до самой туманности: 900 000 световых лет (более точно рассчитанное на сегодняшний день расстояние до галактики Андромеды, как ее теперь называют, составляет 2,3 миллиона световых лет. — Прим. автора) — то есть туманность находится далеко за пределами Млечного Пути — нашей галактики. Пронаблюдав эту и другие туманности, Хаббл пришел к базовому выводу о структуре Вселенной: она состоит из набора огромных звездных скоплений — галактик. Именно они и представляются нам в небе далекими туманными «облаками», поскольку отдельных звезд на столь огромном удалении мы рассмотреть попросту не можем. Одного этого открытия, вообще-то, хватило бы Хабблу для всемирного признания его заслуг перед наукой.

Ученый, однако, этим не ограничился и подметил еще  один важный аспект в полученных данных, который астрономы наблюдали  и прежде, но интерпретировать затруднялись. А именно: наблюдаемая длина спектральных световых волн, излучаемых атомами  удаленных галактик, несколько ниже длины спектральных волн, излучаемых теми же атомами в условиях земных лабораторий. То есть в спектре излучения  соседних галактик квант света, излучаемый атомом при скачке электрона с  орбиты на орбиту, смещен по частоте  в направлении красной части  спектра по сравнению с аналогичным  квантом, испущенным таким же атомом на Земле. Хаббл взял на себя смелость интерпретировать это наблюдение как  проявление эффекта Доплера  (Эффе́кт До́плера — изменение частоты и длины волн, регистрируемых приёмником, вызванное движением их источника и/или движением приёмника), а это означает, что все наблюдаемые соседние галактики удаляются от Земли, поскольку практически у всех галактических объектов за пределами Млечного Пути наблюдается именно красное спектральное смещение, пропорциональное скорости их удаления.

Самое главное, Хабблу удалось сопоставить результаты своих измерений расстояний до соседних галактик (по наблюдениям переменных цефеид) с измерениями скоростей  их удаления (по красному смещению). И  Хаббл выяснил, что чем дальше от нас находится галактика, тем  с большей скоростью она удаляется. Это самое явление центростремительного «разбегания» видимой Вселенной  с нарастающей скоростью по мере удаления от локальной точки наблюдения и получило название закона Хаббла. Математически он формулируется очень просто:

v = Hr

где v — скорость удаления галактики от нас, r — расстояние до нее, а H — так называемая постоянная Хаббла. Последняя определяется экспериментально, и на сегодняшний день оценивается как равная примерно 70 км/(с·Мпк) (километров в секунду на мегапарсек; 1 Мпк приблизительно равен 3,3 миллионам световых лет). А это означает, что галактика, удаленная от нас на расстояние 10 мегапарсек, убегает от нас со скоростью 700 км/с, галактика, удаленная на 100 Мпк, — со скоростью 7000 км/с, и т. д. И, хотя изначально Хаббл пришел к этому закону по результатом наблюдения всего нескольких ближайших к нам галактик, ни одна из множества открытых с тех пор новых, всё более удаленных от Млечного Пути галактик видимой Вселенной из-под действия этого закона не выпадает.

Итак, главное и — казалось бы — невероятное следствие закона Хаббла: Вселенная расширяется! Однако закон Хаббла подсказывает нам и еще кое-что о природе Вселенной — и это «кое-что» является вещью просто-таки экстраординарной. У Вселенной было начало во времени. И это весьма несложное умозаключение: достаточно взять и мысленно «прокрутить назад» условную кинокартину наблюдаемого нами расширения Вселенной — и мы дойдем до точки, когда всё вещество мироздания было сжато в плотный комок протоматерии, заключенный в совсем небольшом в сопоставлении с нынешними масштабами Вселенной объеме. Представление о Вселенной, родившейся из сверхплотного сгустка сверхгорячего вещества и с тех пор расширяющейся и остывающей, получило название теории Большого взрыва, и более удачной космологической модели происхождения и эволюции Вселенной на сегодня не имеется. Закон Хаббла, кстати, помогает также оценить возраст Вселенной (конечно, весьма упрощенно и приблизительно). Предположим, что все галактики с самого начала удалялись от нас с той же скоростью v, которую мы наблюдаем сегодня. Пусть t — время, прошедшее с начала их разлета. Это и будет возраст Вселенной, и определяется он соотношениями:

v x t = r, или t = r/V

Но ведь из закона Хаббла следует, что

r/v = 1/H

где Н — постоянная Хаббла. Значит, измерив скорости удаления внешних галактик и экспериментально определив Н, мы тем самым получаем и оценку времени, в течение которого галактики разбегаются. Это и есть предполагаемое время существования Вселенной. Постарайтесь запомнить: по самым последним оценкам, возраст нашей Вселенной составляет около 15 миллиардов лет, плюс-минус несколько миллиардов лет. (Для сравнения: возраст Земли оценивается в 4,5 миллиардов лет, а жизнь на ней

зародилась около 4 миллиардов лет назад.)

Спиральная галактика  NGC 4414. Это изображение получено с помощью камеры, находящейся на борту космического телескопа Хаббла (Hubble Space Telescope, HST), названного в честь Эдвина Хаббла. Одна из целей HST — уточнение значения постоянной Хаббла. Выявив в этой галактике переменные звезды, астрономы смогли рассчитать расстояние до нее: оно составляет 60 миллионов световых лет

КРУПНОМАСШТАБНАЯ  СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ 

КРУПНОМАСШТАБНАЯ  СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ  – структура, образуемая гигантскими звездными островами – галактиками и их системами на различных пространственных масштабах. Современные представления о к.с.в. базируются как на изучении отдельных систем галактик, так и на статистическом исследовании распределения по небу галактик, находящихся на различном расстоянии от нас. Само существование к.с.в. отражает неоднородный характер распределения вещества во Вселенной вплоть до масштабов в сотни миллионов световых лет. Изучение к.с.в. необходимо для понимания процессов образования галактик и скоплений галактик в расширяющейся Вселенной и их последующей эволюции.

Даже поверхностное  знакомство с астрономическим объектами  и их положением на небе и в пространстве показывает, что космические тела входят в состав систем различного масштаба.

Основные  элементы наблюдаемых  космических структур.

Все планеты (кроме  двух самых близких к Солнцу) окружены спутниками и вместе с ними обращаются вокруг Солнца, образуя Солнечную  систему. Обнаружены планетные системы  и вокруг многих других звезд. Более  половины наблюдаемых звезд входит в состав звездных пар или кратных звездных систем (Солнце в этом отношении – нетипичная звезда, поскольку она одиночная). Звезды также образуют скопления. Внимательный наблюдатель может найти их на небе даже невооруженным глазом или с помощью бинокля, а телескопы позволяют запечатлеть многие сотни звездных скоплений, находящихся на различном расстоянии от нас.

Вся совокупность наблюдаемых  на небе звезд образует обширную систему - Галактику, К пониманию этого  астрономы пришли не сразу. Чем звезды слабее, а, значит, чем больше среднее  расстояние до них, тем больше они  концентрируются к плоскости  Млечного Пути, сливаясь вдали с  его бесчисленными звездами, не различимыми  по отдельности. Поэтому представление  о том, что совокупность звезд  образует сплюснутую систему, выглядело  вполне убедительным. Но какова форма  Галактики, протянулась ли она в  бесконечность или имеет свои размеры, и каково место Солнца в  ней? Первую научную попытку решения  этого вопроса предпринял в 18 в. английский астроном Вильям Гершель, вошедший в историю как автор многих фундаментальных открытий. Например, он открыл планету Уран, первым доказал движение Солнечной системы в пространстве, первым обнаружил существование невидимых (инфракрасных) лучей. Для изучения структуры звездного мира он предложил оригинальный метод (метод звездной статистики), основанный на скрупулезных подсчетах звезд различной яркости в избранных областях неба, и реализовал его с помощью собственноручно построенных телескопов. Гершель пришел к выводу об ограниченности в пространстве нашего звездного мира и очень грубо оценил размеры нашей звездной системы. Стоит заметить, что во времена Гершеля не были известными даже расстояния до ближайших звезд. При этом Гершель был убежден в существовании множественности звездных островов – галактик во Вселенной, хотя это предположение удалось окончательно доказать только в 1920-х, когда были измерены расстояния до нескольких ближайших к нам галактик.

Галактики, действительно, оказались основными «кирпичиками»  Вселенной, именно в них сосредоточена  подавляющая часть всех звезд, существующих в природе, а также большие  массы межзвездного газа. Современным  крупным телескопам потенциально доступны наблюдения многих сотен миллионов  галактик, разбросанных по всему небу и находящихся в пределах 10–12 млрд. световых лет от нас.

То, что галактики  распределены на небе, как и звезды, неравномерно, выяснилось даже раньше, чем была установлена их физическая природа. Уже наблюдения с небольшими телескопами привели к выводу, что в некоторых областях неба туманных пятен (так выглядят галактики  в окуляр телескопа) много, а в  некоторых – они практически  отсутствуют. Тенденция туманных пятен  скапливаться в «пласты» отмечал  еще Гершель. Правда, наблюдаемое  распределение галактик на небе оказалось  связанным не только с особенностью их пространственного скучивания, но и с тем, что в направлении на полосу Млечного Пути межзвездная пыль сильно поглощает свет далеких объектов, и, как удалось выяснить уже в 20 в., галактики там практически отсутствуют просто из-за непрозрачности межзвездного пространства. Но вдали от Млечного Пути поглощение мало, а наблюдаемые галактики тем не менее распределены неравномерно. Так большое число сравнительно ярких галактик (10–13 звездной величины) наблюдается в созвездии Девы, где они образуют крупное скопление. Его так и называют – скоплением в Деве или латинским именем скопления – Virgo (читается: Вирго). С помощью больших телескопов удается выделить тысячи скоплений галактик на различном расстоянии от нас. Обнаружены и более крупные образования, чем скопления (см. ниже).