Main menu:

Начало современной наблюдательной космологии

Крупный шаг вперед, ознаменовавший начало современной наблюдательнойМалое Магелланово Облако космологии, был сделан в 1912 г.: Генриетта Сван Левитт, научный сотрудник Гарвардской обсерватории, обнаружила 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.

Датский астроном Эйнар Герцшпрунг сразу же осознал революционный подтекст открытия Г. Левитт. 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 Левитт 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: к 1913 г. было известно 13 цефеид, положение которых на небесной сфере точно измерялось на протяжении многих лет. Герцшпрунг смог оценить расстояние до этих 13 звезд, используя метод векового параллакса.

Оценив расстояния и видимую яркость галактических цефеид, Герцшпрунг определил их светимость и таким образом смог перевести найденную Левитт зависимость «период - видимая яркость» в зависимость между периодом и светимостью. После этого Герцшпрунг оценил расстояние до Малого Магелланова Облака, и хотя полученная им величина составила всего одну седьмую от ныне принятого значения этого расстояния (примерно 200 тыс. св. лет), он убедился в правильности своей гипотезы, что Магеллановы Облака являются самостоятельными звездными системами, не связанными с Млечным Путем. Это было первым прямым подтверждением предположения Канта о существовании галактик за пределами нашей звездной системы.

С помощью 100-дюймового телескопа Хабблу удалось обнаружить и исследовать цефеиды в нескольких ближайших галактиках, благодаря чему он смог оценить расстояние до них. Зная эти расстояния, он определил далее светимость других объектов, более ярких, чем цефеиды, а именно: новых звезд, голубых сверхгигантов и ярких неправильных переменных. Эти объекты, отличавшиеся рядом специфических особенностей, не зависящих от видимой яркости, в свою очередь, как и цефеиды, послужили новыми индикаторами расстояний.

Используя эти индикаторы расстояний, Хаббл получил затем возможность выбрать на роль индикатора расстояний объекты, казавшиеся наиболее привлекательными: ярчайшие звезды в спиральных галактиках. К сожалению, выяснилось, что различие светимостей ярчайших звезд в разных галактиках очень велико. Если усреднить блеск ярчайших звезд в галактиках, принадлежащих одному скоплению, то эта величина от скопления к скоплению меняется уже гораздо меньше; используя это обстоятельство, Хаббл оценил расстояние до скопления галактик в созвездии Дева. Наконец, определив расстояние до скопления Кома, Хаббл оценил светимость отдельных галактик этого скопления, что позволило взять за индикаторы расстояний галактики как целое. Воспользовавшись этим, Хаббл сумел оценить расстояние до галактик, настолько далеких, что даже с помощью 100-дюймового телескопа не удавалось выделить (разрешить) в них ни одной звезды.

Предварительные результаты определения расстояний до 22 галактик из выборки Слайфера приведены на верхнем из помещенных здесь рисунков (он был опубликован в 1929 г.). Линейная зависимость между расстоянием и скоростью на этом графике скорее угадывается, чем проявляется безусловно. Чтобы продолжить график в область больших скоростей и больших расстояний, Хабблу пришлось прибегнуть к помощи Мильтона Хьюмасона. Используя 100-дюймовый рефлектор, оборудованный новой камерой с малым фокусным расстоянием, Хьюмасон получил спектры настолько слабых галактик, что их диск не был виден в кассегреновском фокусе телескопа (фокусе, вынесенном за пределы трубы телескопа и используемом наблюдателями для гидирования при длительных экспозициях). На основании измеренных Хьюмасоном красных смещений и его оценок расстояний Хаббл построил зависимость и пропорциональность между скоростью убегания галактик и расстоянием до них больше не вызывала сомнений.

Наблюдательная космология со времен Хаббла шагнула далеко вперед. Современные телескопы позволяют измерять блеск, цвет и красные смещения галактик в объеме пространства, превосходящем в 10 млн. раз область, исследованную Хабблом. Новые виды приемников излучения, установленные на воздушных шарах, ракетах и космических аппаратах, расширили доступную астрономам область электромагнитного излучения от одной октавы (т. е. диапазона, границы которого отличаются по частоте в два раза) до диапазона, охватывающего по частоте более двенадцати порядков. Наблюдения последних лет позволили выявить особенности структуры Вселенной, о которых Хаббл и его современники не имели ни малейшего представления. Но вместе с тем эти исследования существенно подкрепили гипотезу, которую Хаббл принял за отправную точку: пространственное распределение, движение и «демографические» характеристики галактик одинаковы во всех областях и направлениях, исключая некоторые локальные неоднородности.Не все ученые согласны с картиной расширяющейся Вселенной, нарисованной Хабблом. Даже сегодня есть люди, отрицающие ее; они рассуждают, как правило, следующим образом: «Научная гипотеза, сколь привлекательной она бы ни выглядела, никогда не может быть доказана безусловно, но доказать ее несостоятельность можно, обнаружив хотя бы одно противоречащее ей явление. «Вещественные доказательства А» (фотографии, статистические анализы и тому подобное) противоречат гипотезе расширения; следовательно, эта гипотеза ошибочна». Однако ни одно из «вещественных доказательств А», предъявленных до сих пор, нельзя воспринимать как однозначное опровержение гипотезы расширения. В каждом отдельном случае доказательства либо весьма ненадежны (например, фотографии, показывающие, что некоторые объекты с большим красным смещением физически связаны с яркими близкими галактиками), либо допускают интерпретацию, не противоречащую гипотезе расширения Вселенной.

Позднее мы увидим, что эта гипотеза подтверждается наблюдениями совсем другого рода, о которых не подозревали в 1929 г., когда Хаббл ее выдвинул, и которые связаны с существованием однородного излучения (микроволнового фона), заполняющего все пространство. Гипотеза расширения имеет также надежное теоретическое обоснование. Однородное расширение Вселенной вытекает из общей теории относительности Эйнштейна и общего представления об однородности пространства. Фактически идея расширяющейся Вселенной была выдвинута впервые русским математиком А. А. Фридманом в 1922 г., т. е. за семь лет до того, как Хаббл обнародовал результаты своих исследований зависимости скорости убегания галактик от расстояния до них.