Расширение Вселенной и шкала космических расстояний

Поскольку яркость спектров излучения галактик слаба их трудно измерять. Спектрограф растягивает спектральное изображение галактик, еще более понижая их поверхностную яркость, которая и без того мала. В 1912 г. был измерен доплеровский сдвиг в спектре самой яркой из галактик – Туманности Андромеды с помощью спектрографа, соединенного с 24-дюймовым телескопом. Два года спустя, были опубликованы результаты измерений лучевых скоростей 13 спиральных галактик.

 Скорости большинства этих галактик были положительны, что свидетельствовало об их удалении от Солнца, а скорости нескольких галактик намного превосходили все измеренные до того времени. Не вызывало сомнений, что эти спиральные галактики удалялись от нашей Галактики с громадными скоростями.

К 1925 г. стало понятным, что все галактики, за исключением нескольких, самых ярчайших и, по-видимому, ближайших, удалялись от Солнца. Создавалось впечатление, что галактики разбегаются, прочь от Млечного Пути во всех направлениях, причем скорость убегания возрастает по мере удаления.

 При однородном распределении галактик нет какого-либо выделенного положения или направления (если исключить локальные неоднородности). Крупномасштабное движение может нарушить эту симметрию, если только оно само ею не обладает.

Какие же виды движения в больших масштабах сохраняют крупномасштабную однородность?

Рассмотрим вначале одномерный случай. Представьте себе бесконечно длинную, тонкую, прямую резиновую ленту, на которой через равные расстояния (скажем, через 1 сантиметр) нанесены деления. Единственное крупномасштабное растягивающее движение, которое не приводит к утончению или утолщению ленты в отдельных местах, – это растяжение, при котором расстояние между каждой парой соседних линий возрастает в одинаковое число раз. Предположим, что резиновую ленту растягивают таким образом, что за минуту расстояние между соседними линиями удваивается. В этом случае расстояние между двумя произвольными линиями также удваивается за минуту. Отсюда следует, что относительная скорость произвольной пары деления пропорциональна расстоянию между линиями.

 Растягивающее движение описанного вида не придает ни одному из отрезков преимущественного положения. Наблюдатель, помещенный на любое деление, увидит, что другие деления удаляются от него со скоростью, пропорциональной расстоянию до них. Центр этой одномерной Вселенной – везде, а границы она не имеет.

Аналогичная картина наблюдается и в случае трехмерной поверхности. Единственное крупномасштабное движение, сохраняющее однородность точек в узлах трехмерной сетки, – это движение, в процессе которого каждая сферическая поверхность расширяется со скоростью, пропорциональной ее радиусу. Любую точку можно рассматривать как центр среды, расширяющейся подобным образом: картина расширения будет абсолютно одинаковой при наблюдении из любой точки пространства.

Крупномасштабное движение рассмотренного выше типа называется однородным расширением. При однородном сжатии (движении в обратном направлении) пространственная однородность, естественно, также сохраняется. Однородное сжатие и расширение – это единственные разновидности крупномасштабного движения, которые не выделяют преимущественного положения или направления в пространстве. Однородный сдвиг или однородное вращение – примеры крупномасштабных движений, которые, не выделяя преимущественного положения, задают, тем не менее, выделенное направление (соответственно направление сдвига и ось вращения.)

Обнаруженное удаление галактик от Млечного Пути с громадными скоростями дает основание полагать, что система галактик в целом подвержена однородному расширению. Никакая другая интерпретация наблюдений не согласуется с выводом об однородном и изотропном (исключая локальные неоднородности) распределении галактик в пространстве. Но действительно ли система галактик расширяется однородно? Если это так, то лучевая скорость (проекция вектора скорости на луч зрения) слабых галактик должна быть пропорциональна расстоянию до них.

 Чтобы проверить гипотезу однородного расширения Вселенной, нужно было определить расстояние до спиральных галактик. Оценка расстояний до далеких галактик и скоплений галактик относится к числу главных проблем наблюдательной космологии. Теория, лежащая в основе этих оценок, элементарна. Почти все оценки расстояний в космологии основаны на одной из двух следующих зависимостей:

        светимость L и видимая яркость l удаленных объектов связаны с расстоянием до них r законом обратных квадратов: l = L/r²;

        линейный D и угловой J диаметры объекта и расстояние r до него удовлетворяют соотношению: J = D/r (при J << 1).

Фундаментальная и сложная проблема заключается в том, как их применить. Как найти светимость L очень неярких звезд, удаленных на неизвестное расстояние, либо светимость или линейный размер удаленных галактик и скоплений галактик?

 Существует стандартный подход к решению этих проблем. Космологи строят шкалу космических расстояний. На самом деле это скорее напоминает постройку пирамиды: на каждом уровне мы подготавливаем материал, из которого будем строить следующий уровень.

 Крупный шаг вперед, ознаменовавший начало современной наблюдательной космологии, был сделан в 1912 г. когда обнаружили связь между периодом и видимой яркостью цефеид (разновидностью звезд, изменяющих свой блеск) в Малом Магеллановом Облаке. Магеллановы Облака – это пара небольших галактик, спутников нашей Галактики – Млечного Пути, – наблюдаемых в южном полушарии. Цефеиды изменяют свой блеск регулярным образом с периодом 1–100 дней.

 Цефеиды – чрезвычайно яркие звезды, одни из наиболее ярких звезд Магеллановых Облаков. Периодический характер изменения блеска позволяет легко их обнаружить, а период нетрудно определить. Поскольку угловые размеры на небе Малого Магелланова Облака невелики, его линейный диаметр, а, следовательно, и толщина много меньше расстояния до него. Поэтому можно считать, что все цефеиды в Малом Магеллановом Облаке находятся от нас примерно на одинаковом расстоянии и выявленная зависимость между их периодом и видимой яркостью означает наличие такой же зависимости между их периодом и абсолютной яркостью, или светимостью. Таким образом, цефеиды могли бы служить идеальными индикаторами расстояний, если бы удалось откалибровать зависимость период – светимость, т.е. определить светимость одной или нескольких цефеид. Цефеиды были обнаружены и в нашей Галактике, положение которых на небесной сфере точно измерялось на протяжении многих лет. Оценив расстояния и видимую яркость галактических цефеид, определили их светимость и, таким образом, перевести зависимость “период – видимая яркость” в зависимость между периодом и светимостью.

В 1929 году были опубликованы первые результаты по определению расстояний и скоростей 22 галактик. Пропорциональность между скоростью убегания галактик и расстоянием до них была доказана.

 Наблюдательная космология шагнула далеко вперед. Наблюдения последних лет позволили выявить особенности структуры Вселенной.