Некоторые из приведенных расстояний определены с большими ошибками, которые отражаются в значениях светимости и диаметра.

Рис. 21.12. Основные галактики Местной группы. Отметим обилие спутников у нашей Галактики и Андромеды.

Закон Хаббла для красного смещения.

Когда в 1914 году Слайфер начал измерять лучевые скорости галактик, для него оказалось полной неожиданностью, что почти у всех галактик линии смещены в красную сторону спектра. Если это красное смещение вызвано движением (эффект Доплера), то похоже, что галактики убегают от нас. Уже в 1917 году Виллем де Ситтер разработал модель Вселенной, основанную на общей теории относительности, которая предсказывала красное смещение для далеких объектов. Эта модель конкурировала со статической моделью Вселенной, разработанной Эйнштейном и не предсказывающей красного смещения. На самом деле это была довольно странная модель: в ней предполагалось, что Вселенная не содержит вещества. Но даже если реальный мир просто «беден» веществом, в нем должен был проявиться «эффект де Ситтера»: красное смещение должно быть больше у более далеких источников света. Это вдохновило астрономов, включая и Эдвина Хаббла, на исследование — зависит ли красное смещение туманностей от расстояния до них.

У Хаббла был способный помощник, легендарный Милтон Хьюмасон (1891–1972), который с помощью большого 100-дюймового телескопа фотографировал спектры галактик (ранее такие измерения проводил Слайфер на 61-см телескопе Ловел-ловской обсерватории). Бросив учебу в школе, Хьюмасон стал погонщиком мулов в обозе, курсировавшем между городком Сьерра-Мадре и горой Маунт-Вилсон во время строительства обсерватории. В 1911 году он женился на дочери инженера обсерватории и стал управляющим на ранчо родственника, но в 1917 году поступил на работу в обсерваторию — сначала привратником, а вскоре был повышен до ночного помощника. В 1919 году директор обсерватории Джордж Хейл узнал о выдающихся способностях Хьюмасона как наблюдателя и перевел его в штат научных сотрудников. Так в конце концов Хьюмасон стал астрономом-самоучкой. За свою карьеру он измерил красные смещения 620 галактик (рис. 21.13).

В 1929 году Хаббл опубликовал свое фундаментальное открытие — зависимость красного смещения галактики от расстояния до нее. Некоторую связь между этими величинами заметил еще Кнут Лундмарк, но работа Хаббла впервые показала, что красное смещение прямо пропорционально расстоянию.

С тех пор этот результат много раз подтверждался наблюдениями более далеких галактик. Если из красного смещения вывести скорость, то эта зависимость примет форму знаменитого закона Хаббла:

Скорость удаления = Постоянная Хаббла x Расстояние.

Широко известная интерпретация этого важнейшего закона гласит, что в мире галактик расстояния действительно увеличиваются, или, попросту говоря, Вселенная расширяется. Заметим, что на самом деле мы не «видим» движение галактик, а определяем его по небольшому сдвигу (красному смещению) спектральных линий (рис. 21.14).

Рис. 21.13. Группа знаменитых ученых у портрета Дж. Хейла в 1931 году. Слева направо: М. Хьюмасон, Э. Хаббл, Ч. Сент-Джон, А. Майкельсон, А. Эйнштейн, У. Кэмпбелл и У. Адамс. Заметим, что Сент-Джон в 1922 году показал, что атмосфера Венеры почти лишена воды и кислорода. Адамс (директор обсерватории Маунт-Вилсон) доказал, что Сириус В — это белый карлик, а Кэмпбелл, глава Ликской обсерватории, был знаменитым специалистом по спектроскопии. С разрешения Библиотеки Хантингтона.

Постоянная Хаббла — очень важная величина для космологии, связанная с размером и возрастом Вселенной. Более того, для большинства галактик мы знаем только их красное смещение. Если известна постоянная Хаббла, то достаточно разделить скорость удаления на эту величину, чтобы получить расстояние. Но чтобы определить саму постоянную Хаббла, мы сначала должны точно измерить расстояния до достаточно большого числа галактик.

Рис. 21.14. Скорости удаления галактик и их расстояния. Точки представляют наблюдения конкретных галактик, а прямые линии — закон Хаббла. Верхняя диаграмма основана на работе Хаббла 1929 года, а внизу современная диаграмма Хаббла для того же интервала расстояний. Заметим, что современные значения расстояний почти в 10 раз больше значений, полученных Хабблом. Это связано с большой систематической ошибкой в старых измерениях.

Как измерять космические расстояния?

Один астроном начал свой обзор по внегалактическим расстояниям так: «Фактически определение расстояний до галактик является неразрешимой задачей». В этой пессимистической фразе есть доля истины, поскольку измерение космических расстояний основывается на сложной цепи слабо связанных между собой методов. Эта цепь начинается с Солнца, затем она взаимно связывает ближние и дальние звезды нашей Галактики, далее следует к ближайшим галактикам и шаг за шагом протягивается ко все более и более удаленным галактикам, образуя лестницу космических расстояний.

Расстояния до ближайших галактик в основном измерены по цефеидам, но на большем расстоянии цефеиды слишком слабы для наблюдения наземными телескопами. Космический телескоп «Хаббл», работающий вне земной атмосферы, за последнее время очень помог в продвижении метода цефеид на большие расстояния, достигнув в 30 раз больших расстояний, чем до галактики Андромеда.

Сверхновые гораздо ярче цефеид: например, сверхновая 1885 года в М31 имела блеск лишь втрое меньше, чем у всей галактики. За последние годы резко увеличилось число открытий далеких сверхновых, а также улучшилась интерпретация их поведения. Поэтому некоторые типы сверхновых стали «стандартными свечами», которые можно использовать для надежного измерения расстояний во Вселенной.

За последние годы разработано много новых методов. Если предположить, что галактики определенного типа имеют известную светимость, то расстояние до них вычислить несложно. К сожалению, нам неизвестны такие «галактики — стандартные свечи». Возьмем, например, галактику Андромеда и два ее спутника — М32 и М110, представленные на цветной вкладке. Если бы все галактики имели одинаковый размер, то надо было бы заключить, что спутники расположены гораздо дальше Андромеды. Так что определение расстояний до галактик по их размеру или блеску очень ненадежно. Лучше вернуться к методу Эпика, который определил расстояние до галактики Андромеда, используя скорость ее вращения для оценки светимости. В современном виде это называется методом Талли-Фишера; он дает значения расстояний с ошибкой менее 30 %. Измерять скорости вращения проще, используя радиотелескоп. Почему вращение позволяет определить истинную светимость галактики? Потому что чем массивнее галактика, тем быстрее она вращается; а раз она более массивная, то в ней больше звезд и сильнее звездное излучение. За последнее время методом Талли-Фишера измерены расстояния до тысяч галактик.