Уравнение хаббла. Закон всеобщего разбегания галактик

Кажущаяся скорость удаления галактики от нас прямо пропорциональна расстоянию до нее.

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 (согласно астрономической классификации). 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 , 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:

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! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики — изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного — если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

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.)

См. также:

Edwin Powell Hubble, 1889-1953

Американский астроном. Родился в г. Маршфилд (штат Миссури, США), вырос в Уитоне (штат Иллинойс) — тогда это был не университетский, а промышленный пригород Чикаго. Окончил с отличием Чикагский университет (где отличился еще и спортивными достижениями). Еще учась в колледже, подрабатывал ассистентом в лаборатории нобелевского лауреата Роберта Милликена (см. Опыт Милликена), а в летние каникулы — геодезистом на железнодорожном строительстве. Впоследствии Хаббл любил вспоминать, как вместе еще с одним рабочим они отстали от последнего поезда, увозившего их геодезическую бригаду назад, к благам цивилизации. Три дня они проблуждали в лесах, прежде чем добрались до населенной местности. Никакой провизии у них с собой не было, но, по словам самого Хаббла, «Можно было, конечно, убить ежика или птичку, но зачем? Главное, что воды вокруг хватало».

Получив в 1910 году диплом бакалавра, Хаббл отправился в Оксфорд благодаря полученной стипендии Роудса. Там он начал было изучать римское и британское право, но, по его собственм словам, «променял юриспруденцию на астрономию» и вернулся в Чикаго, где и занялся подготовкой к защите своей дипломной работы. Большинство наблюдений ученый проводил на базе обсерватории Йеркс, расположенной к северу от Чикаго. Там его заметил Джордж Эллери Хейл (George Ellery Hale, 1868-1938) и в 1917 году пригласил молодого человека в новую обсерваторию Маунт-Вилсон.

Тут, однако, вмешались исторические события. США вступили в первую мировую войну, и Хаббл за одну ночь довел до ума свою диссертацию на степень Ph. D., на следующее утро защитил ее — и тут же ушел добровольцем в армию. Его научный руководитель Хейл получил от Хаббла телеграмму следующего содержания: «Сожалею о вынужденном отказе от приглашения отметить защиту. Ушел на войну». Во Францию добровольческая часть прибыла в самом конце войны и даже не приняла участия в боевых действиях, однако осколочное ранение от шального снаряда Хаббл получить успел. Демобилизовавшись летом 1919 года, ученый немедленно вернулся в калифорнийскую обсерваторию Маунт-Вилсон, где вскоре и обнаружил, что Вселенная состоит из разлетающихся галактик, что и получило название закона Хаббла.

В 1930-е годы Хаббл продолжил активное изучение мира за пределами Млечного пути, за что вскоре и снискал признание не только в научных кругах, но и среди широких масс. Слава ему пришлась по вкусу, и на фотографиях тех лет ученого можно часто увидеть позирующим в компании знаменитых кинозвезд той эпохи.

Научно-популярная книга Хаббла «Царство туманностей» (The Realm of Nebulae), увидевшая свет в 1936 году, еще прибавила ученому популярности. Справедливости ради нельзя не отметить, что в годы второй мировой войны ученый оставил свои астрофизические изыскания и честно занимался прикладной баллистикой в должности главного исполнительного директора испытательного полигона со сверхзвуковой аэродинамической трубой в Абердине (штат Мэриленд), после чего вернулся к астрофизике и до конца своих дней занимал пост председателя объединенного ученого совета обсерватории Маунт-Вилсон и Паломарской обсерватории. В частности, ему принадлежит движущая идея и техническая разработка базовой конструкции знаменитого двухсотдюймового (пятиметрового) хейловского телескопа, введенного в строй в 1949 году на базе Паломарской обсерватории. Этот телескоп по сей день остается вершиной воплощенной в материале астрометрии. И, наверное, справедливо, что именно Хаббл успел — первым из современных астрофизиков — заглянуть в глубины Вселенной через окуляр этого чудесного инструмента.

Если же отвлечься от астрономии, то Эдвин Хаббл вообще был человеком уникально широких интересов. Так, в 1938 году его избрали в состав совета попечителей Южно-Калифорнийской библиотеки Хантингтона и Художественной галереи при ней (Лос-Анджелес, США). Ученый подарил этой библиотеке свою уникальную коллекцию старинных книг по истории науки. Любимым же видом отдыха Хаббла была рыбная ловля на спиннинг — он и в этом добился вершин, и его рекордные уловы в горных потоках Скалистых гор (США) и на реке Тест (Англия) до сих пор считаются непревзойденными... Эдвин Хаббл скоропостижно скончался 28 сентября 1953 года в результате кровоизлияния в мозг.

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 (согласно астрономической классификации). 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, 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! Мне этот образ нагляднее всего представляется так: галактики - изюмины в быстро всходящем дрожжевом тесте. Представьте себя микроскопическим существом на одной из изюмин, тесто для которого представляется прозрачным: и что вы увидите? Поскольку тесто поднимается, все прочие изюмины от вас удаляются, причем чем дальше изюмина, тем быстрее она удаляется от вас (поскольку между вами и далекими изюминами больше расширяющегося теста, чем между вами и ближайшими изюминами). В то же время, вам будет представляться, что это именно вы находитесь в самом центре расширяющегося вселенского теста, и в этом нет ничего странного - если бы вы оказались на другой изюмине, вам всё представлялось бы в точности так же. Так и галактики разбегаются по одной простой причине: расширяется сама ткань мирового пространства. Все наблюдатели (и мы с вами не исключение) считают себя находящимися в центре Вселенной. Лучше всего это сформулировал мыслитель XV века Николай Кузанский: «Любая точка есть центр безграничной Вселенной».

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.)

Комментарии: 0

Дмитрий Вибе

Вид ночного неба, усыпанного звездами, с давних пор вселяет в душу человека благоговение и восторг. Потому даже при некотором снижении общего интереса к науке астрономические новости иногда просачиваются в средства массовой информации, чтобы встряхнуть воображение читателя (или слушателя) сообщением о таинственном квазаре на самой окраине Вселенной, о взорвавшейся звезде или о черной дыре, затаившейся в недрах далекой галактики. Вполне естественно, что рано или поздно у заинтересованного человека возникает законный вопрос: «Да полно, уж не водят ли они меня за нос?» Действительно, по астрономии написано множество книг, снимаются научно-популярные фильмы, проводятся конференции, постоянно растут тиражи и объемы профессиональных астрономических журналов, и всё это - продукт простого разглядывания неба?

Фил Плейт

Вселенная немного старше, чем мы думали. Более того, состав ее компонентов слегка не такой, как мы предполагали. И более того, как они перемешаны - тоже немного отличается от нашего представления. И еще более того, есть намеки, слухи и перешептывания, что там есть еще кое-что, о чем мы до этого совсем ничего не знали.

National Geographic

Трое физиков-теоретиков из Онтарио опубликовали в Scientific American статью, где объясняют, что наш мир вполне может быть поверхностью четырехмерной черной дыры. Мы сочли необходимым опубликовать соответствующие разъяснения.

Ю.Н.Ефремов

Самое грандиозное явление, известное человеку - это расширение нашей Вселенной, доказанное в 1929 г. Расстояния между скоплениями галактик непрерывно возрастают, и это важнейший факт для понимания устройства Мироздания. Определения скорости расширения - постоянной Хаббла, и ее зависимости от времени остаются важнейшим предметом наземных и орбитальных наблюдений.

1. Слабые туманности

Первые признаки расширения Вселенной были обнаружены около 80 лет назад, когда большинство астрономов полагало, что наша Галактика и есть вся Вселенная. Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были обнаружены с началом развития астрофотографии, считались далекими газовыми туманностями на окраине всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.

Вестон Слайфер на Флагстаффской обсерватории в Аризоне долгие годы был единственным человеком в мире, получавшим спектры этих "слабых туманностей". Самим ярким их представителем была хорошо известная туманность Андромеды. В 1914 г. Слайфер опубликовал первое определение лучевой скорости этой туманности по спектрограмме, полученной им на 24-дюймовом рефракторе.

Оказалось, что М31 приближается к нам со скоростью около 300 км/с. К 1925 г. в коллекции Слайфера были спектры 41 объекта. Странной особенностью обладали эти спектры - скорости у всех из них были очень велики и отрицательная скорость M31 оказалась редким исключением; в среднем скорость туманностей составляла +375 км/с, а наибольшая скорость была +1125 км/с. Почти все они удалялись от нас, и скорости их превышали скорость любых других объектов, известных астрономам. (Напомним, что отрицательные скорости направлены к нам, положительные - от нас.)

Обсерваторию в Флагстаффе Персиваль Ловелл построил специально для наблюдений каналов Марса. Некоторые из нас пришли в астрономию, увлеченные его книгой, в которой рассказывалось о волне потемнения, о расщеплении каналов, переполняемых водой марсианской весны... Однако на этой обсерватории были открыты не менее фантастические, но совершенно реальные вещи. Работа Слайфера означала первый шаг на пути к открытию расширения Вселенной.

Споры о природе "слабых туманностей" велись с конца XVIII века. Вильям Гершель высказал предположение, что они могут быть далекими звездными системами, аналогичными системе Млечного пути. В 1785 г. он был уверен в том, что разрешить туманности на звезды нельзя только из-за слишком большой их удаленности. Однако в 1795 г., наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчетливо увидел в центре ее одиночную звезду, окруженную туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна - далекие звездные системы. И в 1820 г. Гершель говорил, что за пределом нашей собственной системы все покрыто мраком неизвестности.

В XIX веке в неразрешимых на звезды туманностях предпочитали видеть планетные системы в процессе образования - в духе гипотезы Лапласа; NGC 1514 казалась примером далеко зашедшей эволюции - из первичной туманности сконденсировалась уже центральная звезда.

К середине века к 2500 туманностям, открытым его отцом, Джон Гершель прибавил еще 5000, и изучение их распределения по небу дало главный аргумент против предположения, что они являются далекими звездными системами ("островными вселенными"), подобными нашей системе Млечного Пути. Была обнаружена "зона избегания" - почти полное отсутствие этих слабых пятнышек света близ плоскости Млечного Пути. Это было понято как явное указание на их связь с системой Млечного пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было еще неизвестно.

В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр туманностей. Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31) был непрерывный, как и у звезд. Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и непрозрачности составляющего ее газа.

В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем".

Хотелось бы знать, какие из нынешних столь же категоричных утверждений окажутся со временем столь же неверными... Заметим, что за сто лет до Клерк было высказано диаметрально противоположное суждение. "Повидимому, звезды... собраны в разнообразные группы, некоторые из коих содержат миллиарды звезд... Наше Солнце и ярчайшие звезды, возможно, входят в одну из таких групп, которая, очевидно, и опоясывает небо, образуя Млечный Путь". Эта осторожная, но совершенно правильная формулировка принадлежит великому Лапласу.

В начале XX века фотографии, полученные Килером с 36-дюймовым рефлектором, показали, что слабых туманностей не менее 120 000. Звездный спектр отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звезд Плеяд, казалось, подтверждал мысль о невозможности решить вопрос спектральными исследованиями. Это позволило В. Слайферу предположить, что и спектр туманности Андромеды объясняется отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики...)

Для решения вопроса о природе "слабых туманностей" было необходимо знать их расстояние. Дискуссия по этому поводу продолжалась до 1925 г.; она заслуживает отдельного рассказа и здесь мы только вкратце опишем, как было установлено расстояние ключевого объекта - "туманности" Андромеды.

2. Открытие Вселенной

Уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.

Доказать, что в больших "туманностях" мы видим одиночные звезды, смог Эдвин Хаббл (1889 - 1953), молодой астроном той же обсерватории, в 1924 году. С помощью 100" телескопа он нашел в туманности Андромеды 36 цефеид. Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов полностью соответствовали известным у цефеид нашей Галактики и это доказывало, что мы имеем дело с одиночными звездами. И главное, зависимость период - светимость, установленная по цефеидам Магеллановых Облаков и Галактики, позволяла определить светимость найденных Хабблом звезд, и сравнение ее с блеском давало расстояние. Оно уводило туманность Андромеды далеко за пределы нашей звездной системы. Слабые туманности оказались далекими галактиками.

Увидеть можно только то, что считаешь возможным увидеть... Когда в начале 20-х гг. Хьюмасон показал Шепли несколько переменных звезд - вероятных цефеид, отмеченных им на пластинке с изображением туманности Андромеды, Шепли стер его отметки - в этой газовой туманности не могло быть звезд!

3. Начало космологии

Итак, Вселенная населена галактиками, а не изолированными звездами. Только теперь появились возможности проверки выводов зарождавшейся космологии - науки о строении и эволюции Вселенной в целом. В 1924 г. К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием. Модель де Ситтера соответствовала пустой Вселенной, но в 1923 г. немецкий математик Г.Вейль отметил, что если в нее поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге Эддингтона, опубликованной в том же году.

Де Ситтер, опубликовавший свою работу "Об эйнштейновской теории гравитации и ее астрономических следствиях" в 1917 гг., сразу же после появления общей теории относительности, знал только три лучевые скорости; у M31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик - положительная и большая.

Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что "не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца". Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надежными критериями их расстояния.

О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Ж.Леметра, опубликованной в 1925 г. Следующая его статья, опубликованная в 1927 г., называлась "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". Коэфициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Хабблом в 1929 г. В 1931 г. по инициативе Эддингтона статья Леметра была перепечатана в "Monthly Notices" и стала с тех пор широко цитироваться; работы А.А.Фридмана были опубликованы еще в 1922-1924 гг., но стали широко известны среди астрономов много позднее. Во всяком случае, Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии - это не звезды, а гигантские звездные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

Американский теоретик Х.Робертсон в 1928 г., используя данные Хаббла 1926 года, также нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. Повидимому, эту работу Хаббл знал. С 1928 г. по его заданию М.Хьюмасон (1891-1972) упорно старался измерить красное смещение у возможно более далеких галактик. Вскоре за 45 часов экспозиции у галактики NGC 7619 в скоплении Персея была измерена скорость удаления в 3779 км/c. (Надо ли говорить, что последние две цифры излишни). Сам же Хаббл разработал критерии определения расстояний для далеких галактик, цефеиды в которых оставались недоступны 100" телескопу. Они были основаны на предположении об одинаковости блеска самых ярких отдельных звезд внутри разных галактик. К 1929 г. у него были уверенные расстояния двух десятков галактик, в том числе в скоплении Девы, скорости которых доходили примерно до 1100 км/с.

4. Закон Хаббла

И вот 17 января 1929 г. в Труды Национальной академии наук США поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и статья Хаббла, называвшаяся "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей". Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла.

Хаббл понимал значение своего открытия. Сообщая о нем, он писал, что "зависимость скорость - расстояние может представлять эффект де Ситтера и, следовательно, она может дать количественные данные для определения общей кривизны пространства". Многочисленные попытки объяснить зависимость Хаббла не расширением Вселенной, а чем-либо иным, которые можно встретить и теперь, неизменно терпят неудачу. Так, не проходит старое предположение о том, что за долгое время пути фотоны "стареют", теряют энергию и соответствующая длина волны увеличивается - при этом размывались бы и изображения далеких объектов, а величина красного смещения зависела бы и от длины волны, чего не наблюдается. Прямые свидетельства правильности вывода о том, что более далекие объекты имеют большее красное смещение получены недавно при изучении кривых блеска и спектров далеких Сверхновых звезд.

Подчеркнем, что решающее значение имели методы определения расстояний галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии на 100-дюймовом рефлекторе.

В тридцатых годах Хаббл и его сотрудники занимали более половины наблюдательного времени крупнейшего - и практически единственного тогда пригодного для таких работ - телескопа. И эта концентрация усилий привела к величайшим достижениям наблюдательной астрономии XX века!

К 1935 г. у Хьюмасона были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением линий в спектре,

и расстоянием, которая в общем виде записывается так:

где c - скорость света, z - расстояние и v - лучевая скорость. Коэффициент пропорциональности H был назван позднее постоянной Хаббла.

Этот новый закон природы получил объяснение в основанных на общей теории относительности моделях Вселенной еще до того, как он был незыблемо установлен. Приоритет должен быть отдан А.А.Фридману; модели, полученные ранее Эйнштейном и де Ситтером, оказались предельными случаями моделей Фридмана. Широко известными долгое время оставались лишь результаты Леметра (не знакомого тогда с работами Фридмана), который после опубликования работы Хаббла напомнил Эддингтону о своей работе 1927 года - в этой работе Леметр пришел к выводу о расширении модели

Вселенной с конечной средней плотностью вещества в ней. Однако уже в 1931 г. Эйнштейн, говоря о расширяющейся Вселенной, отметил, что первым на этот путь вступил Фридман.

Однако сам Хаббл вскоре потерял уверенность в том, что красное смещение означает именно расширение Вселенной, - вероятно, под влиянием неумолимого вывода из этого предположения. Как писал тогда Г.Рессел, "признать теорию де Ситтера без оговорок преждевременно. Философски неприемлемо, чтобы все галактики прежде были вместе. На вопрос "почему" ответа мы не находим". Именно из такого рода соображений Эйнштейн ввел в свои уравнения 1916 г. космологическую постоянную, долженствующую стабилизировать Вселенную. Этой глубочайшей проблеме посвящена статья А.Д.Чернина "Физический вакуум и космическая антигравитация" на сайте www.сайт и здесь мы только отметим, что ускоренное расширение Вселенной, обнаруженное в 1998 г. по Сверхновым типа Ia, объясняется отрицательным давлением космического вакуума, существование которого и отражается добавочным космологическом членом уравнений Эйнштейна.

Летом 1929 г. Хаббл обрушился на де Ситтера, посмевшего опубликовать детальную работу, посвященную сравнению теоретических и наблюдательных выводов о расширении Вселенной. Он писал де Ситтеру, что зависимость скорость - расстояние является "маунт-вилсоновским достижением", и что "первое обсуждение новых данных естественно принадлежит тем, кто действительно выполнял работу". Однако в 1931 г., после появления гипотезы Цвикки о возможности старения фотонов, Хаббл написал де Ситтеру, что "интерпретацию следут оставить Вам и еще очень немногим, кто компетентен авторитетно обсуждать предмет"... До конца своей жизни (1953 г.) Хаббл повидимому так и не решил для себя, говорит ли красное смещение о расширении Вселенной, или оно обязано "некоему новому принципу природы". Так или иначе, его имя навсегда осталось в списке величайших ученых всех времен.

Красное смещение, пропорциональное расстоянию, означает не разбегание галактик именно от нас, а увеличение всех расстояний между всеми объектами Вселенной (точнее, между объектами, не связанным тяготением - т.е. скоплениями галактик) со скоростью, пропорциональной величине расстояния, подобно тому, как увеличиваются расстояния между всеми точками, расположенными на поверхности раздувающегося шара. Наблюдатель в любой галактике видит, что все другие галактики разбегаются от него. Скорости расширения Вселенной остается одной из самых важных задач астрономии.

Расскажем прежде всего, как ее решал сам Хаббл в 1935 г.

У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики использовать заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными их скоростями в пространстве.

В этих 29 галактиках Хаббл определил звездные величины самых ярких звезд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашел Хаббл, примерно одинаковы, их звездные величины должны быть функцией расстояния, и действительно, они показывают зависимость от скорости удаления v .

Эта зависимость по данным Хаббла представляется формулой . С другой стороны, , , и , где M - абсолютная величина. Из этих трех формул и вытекает выражение, с помощью которого определяется постоянная Хаббла: . В общем виде из закона Хаббла и формулы следует , т.е. .

Абсолютная величина ярчайших звезд, найденная Хабблом, была равной -6,35 m , и величина H (Хаббл обозначал ее) получилась 535 (км/с)/Мпс.

Поскольку светимость ярчайших звезд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период - светимость (В.Бааде, 1952) означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. Хьюмасон, Мейолл и Сендидж в 1955 г., использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период - светимость, получили H =180 (км/с)/Мпс.

В 1958 г. Аллан Сендидж, продолжая дело своего учителя Хаббла, опубликовал результаты новой ревизии постоянной H . Опираясь главным образом на Новые звезды, Сендидж пришел к выводу, что модули расстояний Магеллановых Облаков, M31, M33 и NGC 6822 надо увеличить в среднем на 2,3 m сравнительно со значениями, принятыми Хабблом. На столько же, следовательно, надо сделать ярче абсолютные величины ярчайших звезд; они были уточнены еще и путем привлечения новых данных о ярчайших звездах галактик Местной группы. Но, помимо этих уточнений, Сендидж обнаружил у своего учителя еще и серьезную ошибку - объекты, которые Хаббл принимал за ярчайшие звезды в лежащих за пределами Местной группы галактиках, являются в действительности компактными эмиссионными туманностями, областями HII.

Хаббл, который в двадцатых годах мог работать только с пластинками, чувствительными к синим лучам, не имел возможности отличить изображения компактных областей HII от звезд, особенно в далеких галактиках. Даже в M31, несмотря на тщательные поиски, он не нашел ни одной эмиссионной туманности, хотя сейчас их там известно 981. Вероятно, поэтому возможность такой путаницы не приходила Хабблу в голову. Лишь Бааде, фотографировавший M31 в разных лучах и, в частности, применявший пластинки, чувствительные к красным лучам, и светофильтры, вырезающие красную водородную линию Hα, смог отыскать их. Сендидж, снимая галактику NGC 4321 = М100 в скоплении Девы в разных лучах, обнаружил, что ярчайшие области HII ярче самых ярких звезд на 1,8 m - вот на сколько Хаббл преуменьшал модуль расстояния, определяя его по "ярчайшим звездам". Суммарная ошибка в принятых Хабблом модулях расстояния составляет, следовательно, около 4,0 m ! В итоге, по оценке Сендиджа, постоянная Хаббла должна быть заключена в пределах 50-100 (км/с)/Мпк. Причину оставшейся неопределенности он приписал в основном дисперсии абсолютных величин ярчайших звезд. Результаты Сендиджа означали, что расстояния далеких галактик Хаббл преуменьшал в 6-7 раз!

В 1968 г., Сендидж определил постоянную Хаббла другим способом. Еще Хаббл установил, что ярчайшие члены скоплений галактик - гигантские эллиптические галактики - имеют почти одинаковую абсолютную величину. Можно и для них построить зависимость между видимыми величинами и красным смещением (ниже приведена эта диаграмма для 65 ярчайших галактик в скоплениях, построенная Сендиджем, Кристианом и Вестфалем в 1976 г.) и если определить светимость хотя бы одной из них, из этой зависимости можно определить постоянную Хаббла, аналогично тому, как это делал сам Хаббл с ярчайшими звездами. Особенно важно при этом, что мы можем уйти теперь неизмеримо дальше - ярчайшие галактики скоплений ярче ярчайших звезд на 11 m -12 m ! Светимость наиболее яркой галактики в скоплениях можно определить, зная расстояние хотя бы одного скопления. Ближайшим богатым скоплением является скопление в Деве, и Сендидж использовал для определения его расстояния шаровые скопления в эллиптической галактике M87.

Предполагая далее, вместе с Сендиджем, что светимость ярчайших звездных скоплений в богатых ими галактиках одинакова, зная интегральную абсолютную величину ярчайшего скопления нашей Галактики (-9,7 m B, ω Кентавра) и M31 (-9,8 m B, В282), а также блеск ярчайшего скопления M87 (21,3 m В), получаем модуль расстояния M87 и всего скопления галактик: m-M =21,3 m +9,8 m = 31,1 m . Отсюда следует, что ярчайшая галактика скопления Девы (эллиптическая галактика NGC 4472, в которой также очень много шаровых скоплений) - и, следовательно, ярчайшие галактики во всех скоплениях вообще - имеют абсолютную величину -21,7 m .

Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смешения, легко найти постоянную Хаббла. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение H =75 (км/с)/Мпс, долгое время считавшееся наиболее вероятным.

Однако в серии статей, опубликованных в 1974-1975 гг., А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпк. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы M81, они получили зависимость между линейными размерами областей HII и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей HII нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.

Сендидж и Тамман настаивали на том, что постоянная Хаббла с ошибкой примерно в 10% составляет 50 (км/с)/кпс, тогда как Ж. де Вокулер с той же ошибкой получал значение H =95. Магическое число 10% неразрывно связано с определениями этой постоянной; напомним, что Хаббл определил ее равной 535 (км/с)/кпс - и ошибку оценил именно в 10% ... Надо сказать, что у большинства астрономов получалось значение H между 75 и 100, и Сендидж и Тамман были почти единственными сторонниками длинной шкалы расстояний. Отголоски этого спора слышны и до сих пор, хотя возможный диапазон значений постоянной Хаббла сузился.

Это произошло в основном благодаря специальной программе наблюдений цефеид на Космическом телескопе имени Хаббла. Они были найдены и исследованы в двух десятках галактик, в основном в скоплении Девы, и по расстояниям этих галактик были прокалиброваны методы (Талли-Фишера, Сверхновые Ia и др.), позволяющие определять расстояния еще более далеких галактик, для которых можно пренебречь их случайными движениями. Одна группа исследователей, которую возглавляла знаток цефеид В.Фридман, получила в 2001 г. значение H =72+/-7, а группа А.Сендиджа получила в 2000 г. величину H =59+/-6. Ошибка опять-таки оценена обеими группами точно в 10%!

6. Расширение Вселенной

Задача определения постоянной Хаббла была столь острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (), позволяет сказать, что этот момент t =0 имел место 13-19 (H =50) или 7-10 (H =100) миллиардов лет назад. Этот "экспансионный возраст Вселенной" при меньшем значении постоянной Хаббла, которое неизменно получается у Сендиджа, уверенно больше возраста старейших звезд, чего нельзя сказать про значение H =100. Впрочем, ныне проблема потеряла свою остроту, поскольку теперь не подлежит сомнению, что расширение Вселенной протекало с неодинаковой скоростью. "Постоянная" Хаббла постоянна лишь по пространству, но не во времени.

Недавние (2003 г.) спутниковые измерения анизотропии реликтового излучения дают для постоянной Хаббла значение 71 (+4\-3) км\с\Мпк, а для возраста Вселенной величину 13.7+\-0.2 миллиарда лет (D.Spergel et al., astro-ph/0302209). Пессимисты все же полагают, что лучше говорить о значениях 45-90 для постоянной Хаббла и возрасте Вселенной в 14+\-1 миллиард лет. Наилучшие наземные данные (основанные на результатах больших обзоров красного смещения галактик, их пекулярных скоростей и сверхновых Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) дают для постоянной Хаббла значение 57 (+15\-14) км\с\Мпк.

Исследования сверхновых типа Ia в далеких галактиках, первые результаты которых появились в 1998 г., стали началом новой революции в космологии, о которой рассказывается в упомянутой выше статье А.Д.Чернина. Скажем здесь лишь несколько слов.

Использование SNIa в качестве "стандартной свечи" для определения очень больших расстояний стало возможным благодаря работам Ю.П.Псковского, выполненным в ГАИШе еще в 1970-х годах. Считается, что одинаковость их светимости в максимуме объясняется тем, что явление сверхновой Ia происходит в тесной системе, включающей белый карлик, на который происходит аккреция вещества от второго компонента.

Когда масса белого карлика достигает предельного для него значения в 1.4 массы Солнца, происходит взрыв, превращающий его остаток в нейтронную звезду.

Положение сверхновых Ia типа на диаграмме Хаббла указывает на то, что в современную эпоху расширение Вселенной происходит ускоренно. Наиболее естественным образом это объясняется тем, что отрицательное давление космического вакуума подгоняет разлет скоплений галактик. Антитяготение вакуума означает, что расширение Вселенной будет происходить вечно.

Если верны эти выводы теории, в более раннюю эпоху расширение Вселенной, напротив, должно было бы идти замедленно, поскольку оно тормозилось гравитацией темного вещества. Его плотность стала меньше плотности вакуума, согласно теории, 6-8 миллиардов лет назад, и действительно, немногочисленные самые далекие сверхновые Ia указывают на замедленное расширение. На днях этот вывод был подтвержден совершенно независимыми данными спутника "Чандра" о горячем газе, наблюдающемся в рентгеновском диапазоне в скоплениях галактик. Отношение массы этого газа к массе темного вещества должно быть одинаково во всех скоплениях и отсюда можно получить расстояния скоплений галактик. Они показали, что замедленное расширение Вселенной сменилось ускоренным 6 миллиардов лет назад.

Доминирование антигравитации вакуума, по мнению А.Д.Чернина и его коллег, объясняет также и парадокс, отмеченный А.Сендиджем еще в 1972 г. - расширение Вселенной было открыто Хабблом по галактикам, находящимся казалось бы слишком близко, неоднородность их распределения в пространстве и связанные с этим гравитационные движения должны были бы замыть общее расширение. Недавние данные, полученные И.Д.Караченцевым и его сотрудниками на 6-м телескопе САО РАН, подтверждают, что изотропное расширение Вселенной начинается очень близко от нас, сразу же за пределами Местной группы галактик.

Итак, астрономические данные впервые позволили определить плотность энергии вакуума; они чреваты новой революцией в физике, ибо значение этой плотности необъяснимо современной теорией.

7. К краю Вселенной

Расскажем в заключение о результатах поисков объектов с максимально большим красным смещением. Для этого требовались крупнейшие телескопы и многочасовые экспозиции. Долгие годы и энтузиастов и больших телескопов было меньше, чем пальцев на одной руке. С вводом в действие 200-дюймового телескопа (на рисунке - Хаббл в кабине главного фокуса этого телескопа, снимок конца 40-х годов) Хьюмасон смог в 1949 г. измерить z =0,20 у галактики из скопления в Гидре с V =17,3 m . Линии ночного неба долго не позволяли получить красное смещение для более слабых и далеких галактик, используя линии поглощения в их спектре. По единственной эмиссионной линии Р. Минковский в 1960 г. нашел z =0,46 для радиогалактики 3C295 (V =19,9 m), долго остававшееся рекордным для галактик. В 1971 г. это значение подтвердил Дж. Оук по линиям поглощения, получив запись спектра 3C295 с помощью 32-канального спектрометра и определив его сдвиг относительно стандартного спектра с нулевым красным смещением. На эту работу ушло 8 часов времени 200-дюймового телескопа. В 1929 г. Хьюмасону понадобилось 40 часов на 100-дюймовом телескопе для определения красного смещения галактики, на восемь звездных величин более яркой.

В 1975 г. X. Спинрад с помощью 3-метрового рефлектора нашел z =0,637 у радиогалактики 3C123 -- с V =21,7 m . Несколько линий в спектре 3C123 Спинрад смог измерить с помощью электронно-оптического сканирующего спектрометра, накопив фотоны за 7 часов наблюдений в течение 4 ночей.

Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z =0,53 у радиогалактики 3C330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашел z =1,050 для 3C13 и z =1,175 для 3C427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г.

Измерения предельно больших красных смещений оставались уделом одиночек, пока мысль о том, что, изучая Вселенную на предельно больших масштабах, мы постигаем физику, управляющую и микромиром, не овладела массами...

Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках. Огромную роль сыграло и развитие электроники, приведшее к созданию эффективных светоприемников.

Для Англо-Австралийского 4-м телескопа было разработано устройство, которое с помощью световодов позволяет одновременно получать спектры в области размером в четыре квадратных градуса. Из 250 000 красных смещений галактик, которые запланировано получить, к весне 2001 г. было измерено уже 150 000. В это сотрудничестве участвуют 20 - 30 человек. Более масштабны задачи Слоановского численного обзора неба, для которого на средства миллионера Слоана был построен широкоугольный 3,5-м телескоп. Задачей обзора является измерить, исходя из многоцветной фотометрии, красные смещения примерно миллиона галактик на четверти площади небосвода. Здесь задействовано уже 150 астрономов из 11 институтов.

Среди первых уловов Слоановского обзора было обнаружение в 2001 г. квазара с красным смещением z =6,28. Однако уже в следующем году этот рекорд был перекрыт и чемпионом оказался не квазар, а галактика. Как мы знаем, квазары являются галактиками с необычно ярким ядром, и их легче обнаружить на больших расстояниях. Зафиксировать красное смещение столь далекой обычной галактики удалось, потому что световой поток от нее был усилен в 4,5 раза благодаря эффекту гравитационного линзирования. Эта галактика, обозначаемая HCM 6A, находится в одной минуте дуги от центра массивного скопления галактик Abell 370, которое, находясь гораздо ближе к нам, и послужило гравитационной линзой. Благодаря действию этого естественного телескопа и удалось с помощью 10-м телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафиксировать спектр галактики в инфракрасном диапазоне. На длине волны 9190 ангстрем была найдена эмиссионная линия, которая почти наверняка является линией Лайман-альфа, сдвинутой красным смещением z =6,56 из ультрафиолетовой области спектра.

Это отождествление было подтверждено наблюдениями на соседнем японском 8-м телескопе Subaru, которые показали, что в более далеких инфракрасных полосах поток в тысячи раз слабее, чем в этой эмисионной линии, что согласуется с ее отождествлением как линии Лайман-альфа.

Следующий рекорд был поставлен недавно с помощью одного из 8-м телескопов (VLT) Южной Европейской обсерватории на горе Паранал в Чили. Снова использовался эффект гравитационной линзы - искались слабые галактики, видимые только в инфракрасной области, близ центра богатого компактного скопления галактик Abell 1835. У одного из таких объектов, #1916, в спектре была найдена единственная сильная линия, отождествление которой с Лайман-альфа привело к красному смещению z =10.0. Другие возможные отождествления отвергаются, потому что в этом случае в спектре должны были бы наблюдаться несколько сильных линий (R.Pello et al., astro-ph/0403025

Все публикации на ту же тему >>

1. Закон Хаббла. Закон Ньютона-Хаббла.

Список литературы

Закон Хаббла. Закон Ньютона-Хаббла

Закон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) - эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом:

где z -- красное смещение галактики, D -- расстояние до неё, H0 -- коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. При малом значении z выполняется приближённое равенство cz=Vr, где Vr -- скорость галактики вдоль луча зрения наблюдателя, c --скорость света. В этом случае закон принимает классический вид:

Этот возраст является характерным временем расширения Вселенной на данный момент и с точностью до множителя 2 соответствует возрасту Вселенной, рассчитываемому по стандартной космологической модели Фридмана.

В 1913--1914 годах американский астроном Весто Слайфер установил, что Туманность Андромеды и ещё более десятка небесных объектов движутся относительно Солнечной системы с огромными скоростями (порядка 1000 км/сек). Это означало, что все они находится за пределами Галактики (ранее многие астрономы полагали, что туманности представляют собой формирующиеся в нашей Галактике планетные системы).

Другой важный результат: все исследованные Слайфером туманности, кроме 3, удалялись от Солнечной системы. В 1917--1922 годах Слайфер получил дополнительные данные, подтвердившие, что скорость почти всех внегалактических туманностей направлена прочь от Солнца. Артур Эддингтон на основе обсуждавшихся в те годы космологических моделей Общей теории относительности предположил, что этот факт отражает общий природный закон: Вселенная расширяется, и чем дальше от нас астрономический объект, тем больше его относительная скорость.

Вид закона для расширения Вселенной был установлен экспериментально для галактик бельгийским учёным Жоржем Леметромв 1927, а позже -- знаменитым Э. Хабблом в 1929 с помощью 100-дюймового телескопа, который разрешает ближайшие галактики на звезды. Среди них были цефеиды, используя зависимость «период-светимость» которых, Хаббл измерил расстояние до них, а также красное смещение галактик, позволяющее определить их радиальную скорость.

Полученный Хабблом коэффициент пропорциональности составлял около 500 км/с на мегапарсек. Современное значение составляет 73,8 ± 2,4 км/с на мегапарсек. Столь существенную разницу обеспечивают два фактора: отсутствие поправки нуль-пункта зависимости «период-светимость» на поглощение (которое тогда ещё не было открыто) и существенный вклад собственных скоростей в общую скорость для местной группы галактик.

С точки зрения классической механики, закон Хаббла можно наглядно объяснить следующим образом. Когда-то давно Вселенная образовалась в результате Большого взрыва. В момент взрыва различные частицы материи (осколки) получили различные скорости. Те из них, которые получили большие скорости, соответственно успели к настоящему моменту улететь дальше, чем те, которые получили меньшие скорости. Если провести численный расчёт, то окажется, что зависимость расстояния от скорости оказывается линейной. Кроме того, получается, что эта зависимость одна и та же для всех точек пространства, то есть, по наблюдениям за разлетающимися осколками нельзя найти точку взрыва: с точки зрения каждого осколка, именно он находится в центре. Однако, несмотря на такую наглядность, следует помнить, что расширение Вселенной должно описываться не классической механикой, а общей теорией относительности.

Первое замечание касается того, учитывается ли при наблюдениях тот факт, что из-за того, что свет идёт от галактик миллионы лет, мы наблюдаем их в прошлом. В результате, поскольку они удаляются от нас, в настоящий момент они должны находиться уже дальше. Вопрос: для какого из двух расстояний определена зависимость Хаббла? Ответ: до середины XX века это не имело значения. Из графика Хаббла видно, что наибольшие скорости галактик, рассмотренных Хабблом, составили до 1000 км/с. В принципе это большая скорость, но за время движения света от них до Земли они всё равно успели сдвинуться лишь на незначительный процент общего расстояния.

Второе замечание заключается в том, что расширение Вселенной не является простым разлётом галактик в пустом пространстве. Оно заключается в динамическом изменении самого пространства. Непонимание этого факта часто заставляет делать неверные заключения авторов даже серьёзной литературы. Например, часто говорят, что скорость убегания галактик не должна превышать скорость света и потому на тех расстояниях, где это должно наблюдаться, должны наблюдаться и отклонения от закона Хаббла. Это не так: согласно общей теории относительности, должны существовать и наблюдаться галактики, убегающие быстрее света.

За несколько лет до экспериментального открытия закона Хаббла Александр Фридман вывел теоретически решения уравнения Эйнштейна для всей Вселенной, и в результате было получено, что если распределение вещества в ней в среднем равномерно, то она должна или сжиматься, или расширяться, причём в последнем случае должен наблюдаться линейный закон между расстоянием и скоростью убегания. Эта особенность решений Фридмана была сразу же отождествлена с явлением, открытым Хабблом.

В соответствии с этой (общепринятой) моделью космологическое красное смещение нельзя интерпретировать как Эффект Доплера, так как получаемая из наблюдаемого z по формулам этого эффекта скорость не соответствует (лишь приближённо равна) никакой скорости в смысле изменения космологического расстояния между галактиками. Галактики неподвижны (за исключением пекулярных собственных скоростей), а расширяется пространство, что и вызывает расширение волнового пакета. (См. в статье Космологическое красное смещение). Соотношение является приближённым, в то время как равенство

где -- расстояние в данный момент, есть точное равенство, то есть красное смещение линейно связано с расстоянием только приближённо для близких галактик, а скорость их удаления линейно возрастает с расстоянием точно. Таким образом, в последней формуле скорость V не соответствует скорости, рассчитываемой по эффекту Допплера.

В процессе расширения, если оно происходит равномерно, постоянная Хаббла должна уменьшаться, и индекс «0» при её обозначении указывает на то, что величина Н0 относится к современной эпохе. Величина, обратная постоянной Хаббла, должна быть в таком случае равна времени, прошедшему с момента начала расширения, то есть возрасту Вселенной.

Значение Н0 определяется по наблюдениям галактик, расстояния до которых измерены без помощи красного смещения (прежде всего, по ярчайшим звёздам или цефеидам). Большинство независимых оценок Н0 дают для этого параметра значение70--80 км/с на мегапарсек. Это означает, что галактики, находящиеся на расстоянии 100 мегапарсек, удаляются от нас со скоростью 7000--8000 км/с. В настоящее время наиболее надёжной (хотя и модельно зависимой) считается оценкаН0= (73,8 ± 2,4) км/(с·Мпк).

Проблема оценки Н0 осложняется тем, что, помимо космологических скоростей, обусловленных расширением Вселенной, галактики ещё обладают собственными (пекулярными) скоростями, которые могут составлять несколько сотен км/с (для членов массивных скоплений галактик -- более 1000 км/с). Это приводит к тому, что закон Хаббла плохо выполняется или совсем не выполняется для объектов, находящихся на расстоянии ближе 10--15 млн. св. лет, то есть как раз для тех галактик, расстояния до которых наиболее надёжно определяются без красного смещения.

Закон Хаббла плохо выполняется и для галактик на очень больших расстояниях (в миллиарды св. лет), которым соответствует величина z > 1. Расстояния до объектов с таким большим красным смещением теряют однозначность, поскольку зависят от принимаемой модели Вселенной и от того, к какому моменту времени они отнесены. В качестве меры расстояния в этом случае обычно используется только красное смещение.

В наше время наблюдениями, говорящими в пользу существования тёмной энергии, были, по-видимому, обнаружены отклонения от линейного закона Хаббла (как связи наблюдаемого красного смещения с расстоянием). Было обнаружено, что, по-видимому, наша Вселенная расширяется с ускорением. Этот факт не отменяет закона Хаббла, если его понимать как зависимость от расстояния в данный конкретный момент времени, то есть если учесть, что далёкие объекты мы наблюдаем в прошлом.

хаббл смещение галактика геоид

2. Что такое «геоид», его характеристика, форма. Почему Земля имеет именно такую форму?

Физическая фигура Земли ограничена поверхностью материков, морей и океанов. Объектом изучения является фигура твердой оболочки Земли - поверхность суши, дна морей и океанов. Физическая фигура Земли имеет сложную форму, поэтому для ее изучения, а также для решения теоретических и прикладных задач геодезии вводят более простые фигуры сравнения, среди которых важное место занимает геоид.

Поверхность, всюду перпендикулярная отвесным линиям, называется уровенной. Земля создает вокруг себя бесчисленное множество уровенных поверхностей.

Через одну точку пространства проходит только одна уровенная поверхность. С точки зрения механики уровенная поверхность есть поверхность равного потенциала силы тяжести и представляет собой фигуру равновесия жидкого или вязкого вращающегося тела, образующегося под действием сил притяжения и центробежных сил.

Среди множества уровенных поверхностей выделяют одну - главную, которую по предложению Листинга (1871г.) назвали геоидом, что означает «землеподобный». Поверхность геоида совпадает с поверхностью морей и океанов в их спокойном состоянии и мысленно продолжается под материки. Она проходит через начало счета высот и иногда называется отсчетной поверхностью.

Поверхность геоида все еще остается достаточно сложной для изучения. Она описывается бесконечными рядами, так называемыми разложениями по сферическим функциям. Если в рядах оставить конечное число членов, то получим ту или иную частную модель геоида. Наиболее простой моделью геоида является шар, далее - эллипсоид вращения, последующие модели не поддаются простой геометрической интерпретации. Поэтому изучают отступления геоида от некоторой фигуры сравнения, как правило, это будет двухосный эллипсоид.

Истинная форма поверхности Земли с ее неровностями и непрерывным изменением во времени бесконечно сложна. Определить ее для каждого момента времени практически невозможно, да и не нужно. Геодезисты ввели понятие «геоид» -- воображаемая поверхность, достаточно точно отображающая реальную поверхность нашей планеты и в то же время доступная для практического изучения.

Буквально «геоид» -- это «земноподобный». Это поверхность, которая приближенно совпадает со спокойной поверхностью Мирового океана и перпендикулярами к которой в каждой ее точке служат отвесные линии. Продолжив эту поверхность под материками так, чтобы во всех точках она оставалась уровенной, т. е. перпендикулярной к отвесной линии, получим полную поверхность геоида.

Изучение формы геоида составляет главную задачу высшей геодезии. Эта задача состоит из двух частей: определения параметроэллипсоида, наиболее близкого к геоиду, и положения отдельных точек геоида по отношению к эллипсоиду. Естественно, что в решении этих задач принимают участие и гравиметристы. Правда, гравиметрические методы позволяют определять только форму, но не размеры геоида. Вот почему сочетание геодезических и гравиметрических методов при изучении фигуры Земли совершенно необходимо.

Теоретически форму геоида можно представить следующим образом. В каждой точке Земли существует так называемый потенциал силы тяжести -- величина, характеризующая интенсивность, «напряженность» этой силы. Потенциал силы тяжести математически можно представить как сумму бесчисленного множества слагаемых, каждое из которых называется гармоникой. Чем больше слагаемых мы возьмем, тем точнее выразим потенциал силы тяжести, который и определяет форму геоида.

Как известно, геологически, Земля - активная планета. Слои, образующие Землю, имеют разную плотность и постоянно подвергаются геологическим процессам, тектонические движения пластов, смещение континентов, смещение центра инерции (хоть и минимальное), такие явления как приливы и отливы, атмосферные явления, которые происходят в гидросфере и атмосфере - все эти явления и плюс к этому вмешательство человека вызывают изменения на некоторых участках земной поверхности. Это порождает постоянные изменения в форме Земли геоиде.

Если учесть, что расстояние от центра Земли до ее поверхности есть величина постоянная (на самых высоких вершинах в год наблюдается не более 1-2 см снижения или повышения), а количество ресурсов внутри Земли почти не меняется и, проигнорировав другие воздействия, можно с легкостью утверждать, что главной причиной незначительных различий в гравитации на поверхности Земли является изменения в массе на поверхности. Таяние льдов уменьшает вес в некоторых местах, а плотины - увеличивают в других местах, все эти явления играют важное значение в различиях в гравитации на поверхности Земли. Опираясь на эти сведения, при помощи гравитационных измерений ученые могут определять, где и как меняется масса. Потому что когда масса меняет место, в той области наблюдаются изменения в гравитации.

С помощью гравитационных измерений можно определить даже малейшие изменения в массах. Изменения места одного тела на поверхности Земли значит изменение гравитации в этой области. В итоге, гравитационные измерения являются самым важным источником данных, которые используются для того, чтобы понять изменения в геоиде, более того, понять, какие явления служат причиной этих изменений. В определении мест масс, сместившихся на поверхности Земли с одного места на другое или, другими словами, в каком участке Земли вес увеличился или уменьшился, применяется метод измерения гравитаций с помощью спутников. Новейшие спутниковые технологии, применяемые для определения и наблюдения за изменениями в гравитации - это спутник Европейского Космического Агентства GOCE и спутник NASA GRACE. GOCE запланирован на то, чтобы во время полета вокруг своей орбиты точно отслеживать гравитационное поле Земли. Пролетая над местами, где сила притяжения сильная или слабая, с помощью сигналов, посылаемых прибором градиометр, спутник определяет различия в гравитации. А спутники GRACE - это спутники-близнецы, размещенные на одной орбите на расстоянии 220 м друг от друга и на высоте 500 км от Земли. С помощью микроволновых сигналов спутники измеряют расстояние между собой с такой точностью, что могут определить изменение меньше чем на сотую долю от ширины человеческого волоса. В то же время одинаково точно измеряют расстояние между ними и точкой на поверхности Земли. Пользуясь этими измерениями можно подсчитать разницу в гравитациях. Спутниковые данные GRACE предоставляют точность в 1000 раз больше, чем ныне существующие системы определения гравитации. Ученые, желающие воспользоваться преимуществами этих новых спутников, провели очень много работ и смогли определить множество интересных явлений, повлекших за собой изменения в геоиде, и выявили причины этих явлений.

Огромные волны на поверхности моря, которые возникли в результате землетрясения силой в 9 баллов по Рихтеру, произошедшего на острове Суматра в 2004 году, стали причиной возникновения на берегу прямого выступа высотой около 6 метров. По данным спутника GOCE, смещение центра инерции на поверхности Земли в этом районе вызвало смещение геоида на 18 мм. Это считается довольно высокой величиной для изменения геоида.

Изменения в массе полярных ледников также влияют на изменения в геоиде. Согласно данным, полученным от спутников GRACE, льды Гренландии и Антарктики тают гораздо быстрее, чем ожидалось. Растаявшие льды увеличивают уровень мирового океана на 0.41 мм каждый год, а тяжесть воды, образующейся в итоге таяния льдов, становится причиной изменения формы Земли.

Одно из интересных сведений, полученных на основе гравитационных данных спутника GRACE - это самая большая в мире плотина Три Ущелья в Китае, которая стала причиной изменения гравитации на поверхности Земли. Плотина возводится с целью сооружения водохранилища длиной 600 км и шириной 112 км. По завершении работ по строительству корпуса плотины, водохранилище будет содержать 39.3 миллиарда м 3 воды, а глубина воды достигнет 175 метров. С повышением уровня воды 1,5 миллиарда человек будут вынуждены оставить свои дома. Было установлено, что огромная нагрузка скопленной в завершенных частях плотины вод увеличила величину гравитации в этом месте. Поэтому форма Земли или структура геоида изменилась вследствие водной нагрузки на это место.

Ученые установили, что строительство подобных сооружений и под воздействием других вмешательств форма Земли принимает все более круглую форму. Предполагается, что причиной этому стало наблюдаемое с окончанием ледникового периода ослабление нагрузки ледников на земную кору, особенно на полюсах. В некоторых областях Скандинавии и Канады вследствие таяния ледников каждый год Земля повышается на 1см. Также предполагается, что причиной округления могут быть и океанические течения, которые меняют свое направление и все больше направляются на экватор. Океанические течения перемещают воды растаявших ледников на экватор, что становится причиной увеличения нагрузки в районе экватора. Масса в полюсах уменьшается, а на экваторе увеличивается, что и способствует изменениям в форме Земли.

Многие ученые думают, что многие изменения в форме Земли происходят под воздействием климатических изменений. К сожалению, надо отметить, что в докладе о шестилетней работе Межправительственной группы экспертов по изменению климата было объявлено, что на 90% люди ответственны за глобальное потепление. Вследствие этих явлений геоидная структура стареющей Земли округляется с каждым днем. Вследствие округления радиус Земли увеличивается ежегодно на 0,4-0,8 мм 11 . Явления, которые могут повлиять на изменения, находятся под постоянным наблюдением ученых. Согласно ученым, изменения в геоиде, происходящиe в результате смещения массы, играют важную роль в динамике Земли. Так что смещение масс, определяющееся изменениями в гравитации, является причиной замедления скорости вращения Земли вокруг своей оси. Полагается, что последствием изменения скорости вращения Земли может стать изменение дневного часового пояса. Исходя из всего этого можно сказать, что в будущем 24 часовой дневной пояс может удлиниться параллельно замедлению вращения.

Список литературы

1. Гусейханов М.К., Раджабов О.Р. Концепции современного естествознания. - М., 2004.

2. Дубиищева Т.Я. Концепции современного естествознания. - М., 2003.

3. Концепции современного естествознания. / Под ред. В.Н. Лавриенко, В.П. Ратникова. М.: ЮНИТИ, 1997.

4. Хокинг С. От Большого Взрыва до черных дыр. - М.: Мир,1990.

5. Шаткин Г.А. Наша планета - Земля // Наука и жизнь. -1999. -№5.

6. Материалы Википедии. Свободной энциклопедии:

Подобные документы

Эволюция представлений о строении Вселенной и ее происхождении. Расширение Вселенной как самое величайшее из известных человечеству явлений природы. Термин "красное смещение" и его использование для обозначения космологического и гравитационного явлений.

реферат , добавлен 26.01.2010


Короткий опис будови Всесвіту, його космологічні моделі. Модель Великого Вибуху. Сутність фотометричного парадоксу Ольберса. Природа реліктового випромінювання. Інфляційна модель Всесвіту. Закон Хаббла (закон загального розбігання галактик), його зміст.

курсовая работа , добавлен 24.05.2016


Концепції космології: припущення А. Ейнштейна, висновки А. Фрідмана, емпіричний закон Хаббла, гіпотези Г. Гамова, реліктове випромінювання А. Пензіса і Р. Вільсона. Модель Всесвіту: великий вибух, поділ початковій стадії еволюції на ери; його структура.

реферат , добавлен 23.08.2010


Современные представления о развивающейся Вселенной, проходящие в ней процессы и их особенности. "Ячеистый" характер крупномасштабных неоднородностей в распределении галактик. Сравнение расстояний до галактик со скоростями их удаления. Постоянная Хаббла.

контрольная работа , добавлен 11.09.2011


Млечный путь, общие сведения по нашей галактике. Открытие семейства карликовых галактик, жизненный путь этих звёздных систем. Положение Солнечной системы (ее наклон) в Галактике. Звёздные системы, классификация Хаббла. Большое Магелланово Облако.

реферат , добавлен 03.04.2011


Галактика - большая система из звезд, межзвездного газа, пыли, темной материи и энергии. Классификация галактик Э. Хаббла. Эллиптические, линзообразные, спиральные, пересеченные спиральные галактики. Неправильные галактики - галактики неправильного вида.

презентация , добавлен 13.12.2010


Фотографии Марса в небе Земли. Снимок, полученный орбитальным телескопом имени Хаббла, и старинные зарисовки. Схема орбиты и противостояний данной планеты. Особенности природы и спутники Марса. Исследования планеты при помощи космических аппаратов.

презентация , добавлен 16.05.2011


Вклад українських вчених в розвиток космонавтики та дослідження космосу. Рішення про сумісне вивчення Марса американськими і європейськими вченими. Місія "Розетти" та посадкового модуля "Філи". Докази позаземного життя. Всесвіт очима телескопа хаббла.

презентация , добавлен 10.04.2016


Современная картина Вселенной. Межзвездный газ и пыль. Фундаментальная простота эллиптических галактик. Закон всеобщего "разбегания" галактик. Гипотеза Фридмана. Космические монстры. Спектр квазаров. Понятие "чёрные дыры". Что ждёт Вселенную в будущем.

курсовая работа , добавлен 23.01.2009


Крупнейшие астрономические открытия XV-XVII века - время работы великих ученых. Значение для астрономии научной деятельности Коперника, Тихо Браге, законов движения планет Кеплера, исследований Галилея. Открытие И. Ньютоном закона всемирного тяготения.

Одной из важнейших работ Эдвина Хаббла стало наблюдение за туманностью, находящейся в созвездии Андромеда. Изучая её с помощью стодюймового рефлектора, учёный смог классифицировать туманность как некоторую звёздную систему. Это же касается и туманности в созвездие Треугольник, которая также получила статус галактики. Открытие Хаббла расширило объёмы материального мира. Теперь Вселенная стала выглядеть пространством, наполненным галактиками – гигантскими скоплениями звёзд. Рассмотрим открытый им закон - закон Хаббла, один из самых фундаментальных законов современной космологии.

Постоянная Хаббла равна Н 0 = (67,80 ± 0,77) (км/c)/Мпк

История и суть открытия

Космологический закон, характеризующий расширение Вселенной, известен ныне именно как закон Хаббла. Это главнейший наблюдательный факт в современной космологии. Он помогает в оценке времени расширения Вселенной. Вычисления производятся с учётом коэффициента пропорциональности, называемой постоянной Хаббла. Сам закон получил свой нынешний статус вначале, как результат работ Ж. Леметра, а позже и Э. Хаббла, который для этого использовал свойства . Эти интересные объекты имеют периодические изменения светимости, что делает возможным определить их удаление достаточно надёжно. При помощи зависимости «период-светимость», он измерил расстояния до некоторых цефеид. Ещё он определил их галактик, что позволило вычислить радиальные скорости. Все эти эксперименты были проведены в 1929 году.

Величина коэффициента пропорциональности, которую вывел учёный, составила примерно 500 км/сек на 1 Мпк. Но в наше время параметры коэффициента изменились. Теперь он составляет 67,8 ± 0,77 км/сек на 1 Мпк. Эта нестыковка объясняется тем, что Хаббл не учёл поправки на поглощение, которая в его время ещё не была открыта. Плюс к этому, не были приняты во внимание собственные скорости галактик, вкупе со скоростью, общей для группы галактик. Также следует учитывать, что под расширением Вселенной понимается не простой разлёт галактик в пространстве. Это ещё и динамическое изменение самого пространства.

Постоянная Хаббла

Это составляющая величина закона Хаббла, которая увязывает значения расстояния до объекта, находящегося за пределами нашей галактики, и скорости его удаления. Положения этой постоянной определяют средние значения скоростей галактик. Используя постоянную Хаббла, можно определить, что галактика, расстояние до которой 10 Мпк, удаляется со скоростью 700 км/сек. А галактика, удалённая на 100 Мпк, будет иметь скорость уже в 7000 км/сек. Пока все обнаруженные объекты сверхдальнего космоса вписываются в рамки хаббловского закона.

В моделях, где присутствует расширяющаяся Вселенная, постоянная Хаббла с течением времени изменяет своё значение.

Название оправдано её постоянством во всех точках Вселенной, но только на конкретный момент времени. Некоторые астрономы обыгрывают это изменение, называя постоянную – переменной.

Выводы из закона

Определив, что туманность Андромеды – галактика, состоящая из отдельных звёзд, Хаббл обратил внимание на смещение в спектральных линиях излучений соседних галактик. Смещение было сдвинуто в красную сторону, и учёный охарактеризовал это, как проявление эффекта Доплера. У него получилось, что галактики, по отношению к Земле, удаляются. Дальнейшие исследования помогли понять, что галактики тем быстрее убегают, чем дальше от нас они находятся. Именно этот факт и определил, что закон Хаббла – центростремительное разбегание Вселенной со скоростями, нарастающими по мере удаления от наблюдателя. Кроме того, что Вселенная расширяется, закон определяет, что она ещё имела своё начало во времени. Для понимания данного постулата, нужно попытаться происходящее расширение визуально запустить обратно. В таком случае можно дойти до начальной точки. В этой точке – маленьком комке протоматерии – и был сосредоточен весь объём нынешней Вселенной.

Закон Хаббла также способен пролить свет и на возраст нашего мира. Если удаление всех галактик происходило изначально с той же скоростью, которая наблюдается и ныне, то время, прошедшее с начала разлёта, и есть само значение возраста. При современном значении постоянной Хаббла (67,8 ± 0,77 км/сек на 1 Мпк), возраст нашей Вселенной оценён в (13,798 ± 0,037) . 10 9 лет.

Значение в астрономии

Эйнштейн оценивал работу Хаббла достаточно высоко, а закон получил быстрое признание в науке. Именно наблюдения Хабблом (совместно с Хьюмасоном) красных смещений сделало вероятным допущение, что Вселенная не является стационарной. Закон, сформулированный великим учёным, фактически стал указанием, что во Вселенной присутствует некая структура, влияющая на разбегание галактик. Она имеет свойство сглаживать неоднородности космического вещества. Поскольку разбегающиеся галактики не замедляются, как это должно было быть вследствие действия их собственного тяготения, то должна существовать какая-то сила, их расталкивающая. И эта сила получила название тёмной энергии, которая имеет около 70% всей массы/энергии видимой Вселенной.

Сейчас расстояния до удалённых галактик и квазаров оцениваются посредством закона Хаббла. Главное, чтобы он действительно оказался верным для всей Вселенной, безграничной в пространстве и во времени. Ведь мы ещё не знаем свойств тёмного вещества, которое вполне может подкорректировать любые представления и законы.