7 років тому
Немає коментарів

Sorry, this entry is only available in
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.

История исследований объектов, расположеных за пределами нашей Галактики, насчитывает менее 60 лет, хотя первые такие исследования связывают с именем Вильяма Гершеля, который в начале XIX в. построил несколько крупных телескопов (диаметр зеркала наи­большего из них достигал 122 см) и с их помощью об­наружил на небе около 2500 туманностей. В некоторых из них Гершель скорее почувствовал, чем заметил, сле­ды «звездного тумана» — так было получено первое наблюдательное указание на существование «звездных островных вселенных», к числу которых относится и наша Галактика.

Однако только в 1919 г. Харлоу Шепли удалось «из­мерить» Галактику. Согласно его данным расстояние от Солнца до галактического центра, который находится в созвездии Стрельца и был выделен Шепли по концен­трации к нему звездных шаровых скоплений, составляет 50 тыс. св. лет, или 15 кпс (современные оценки дают в 2 раза меньшую величину). Ключом для оценок рассто­яний в Галактике явилось обнаружение в далеких ша­ровых скоплениях цефеид — звезд, у которых свети­мость определенным образом зависит от периода изме­нения их блеска.

Цефеиды же позволили Эдвину Хабблу оценить рас­стояние до ближайших к нам спиральных галактик в со­звездиях Андромеды и Треугольника. Таким образом, последнее слово в «великом споре» о природе спираль­ных туманностей (расположены ли они в пределах на­шей Галактики или вне ее?) осталось за Хабблом, ко­торый 1 января 1925 г. на съезде американского астро­номического общества зачитал на эту тему доклад.

К 1929 г. Э. Хаббл имел надежно измеренные по це­феидам, расстояния до 20 ближайших к нам галактик. Примерно к этому же времени Вестон Слайфер за 15 лет наблюдений получил для почти 40 галактик спектры, на основании которых он мог оценивать скорости движения этих галактик относительно наблюдателя. Дело в том, что из-за эффекта Доплера линии поглощения в спек­трах галактик оказываются смещенными относительно своего лабораторного положения: если галактика, в ко­торой эти линии формируются, движется к наблюдате­лю, то линии отклоняются в синюю (коротковолновую) область спектра, а если от наблюдателя — линии смеща­ются в красную (длинноволновую) область. Согласно данным Слайфера из 41 галактики к нам приближаются всего 5, а остальные удаляются со средней скоростью 400 км/с — в их спектрах наблюдалось соответствующее красное смещение линий.

Что бы это могло означать? Почему другие галакти­ки в большинстве своем удалялись от нашей Галактики?

Еще в 1924 г. английский астрофизик Артур Эддингтон высказал догадку, что «разбегание» галактик может быть связано с расширением всей Метагалактики. Для такого «дикого» предположения у Эддингтона были не­которые теоретические основания. Дело в том, что в 1922 г. увидела свет замечательная работа советского математика, механика, метеоролога и аэронавта Алек­сандра Александровича Фридмана. В ней было показа­но, что уравнения общей теории относительности, выве­денные для модели Вселенной, заполненной веществом, могут иметь решения, зависящие от времени. Это озна­чало, что такая модель может изменять со временем свои параметры — родилась гипотеза однородной в про­странстве, но нестационарной во времени Вселенной. Результаты, полученные А. А. Фридманом, были на­столько неожиданными, что даже создатель теории от­носительности Альберт Эйнштейн не сразу в них пове­рил. Кроме того, было совершенно неясно, какое отно­шение результаты А. А. Фридмана имели к реальности.

Когда Э. Хаббл в 1929 г. сопоставил свои данные о расстояниях до ближайших галактик со скоростями их удаления, полученными В. Слайфером, то выяснилось, что они пропорциональны. Этот знаменитый закон Хаббла можно записать для близких галактик в виде v = = Ноr, где v — скорость удаления галактики от наблю­дателя, а r — расстояние до нее. Коэффициент пропор­циональности Но, получивший название константы Хабб­ла, по его собственной оценке равнялся 550 км/с на каждый 1 млн. пс (1 парсек, или 1 пс, = 3,26 св. года = 3 • 1018 см, это расстояние, с которого радиус орбиты Земли виден под углом в 1″). Впоследствии выясни­лось, что Хаббл ошибался почти в 10 раз в оценках рас­стояний до галактик и, по сегодняшним данным, Но = (75 ± 25) км/с на 1 млн. пс.

Результаты Хаббла можно было понять, предполо­жив, что наблюдаемая область Метагалактики подвер­жена глобальному расширению. Но ведь теоретически именно на такую возможность указывал в своей работе А. А. Фридман, и поэтому не удивительно, что модель расширяющейся Вселенной часто называют его именем.

Помимо мировоззренческого значения, факт расши­рения Метагалактики дал в руки астрофизиков замеча­тельный метод оценки расстояний до далеких объектов. (А ведь вопрос о расстояниях является одним из самых основных в астрофизике.) Действительно, из закона Хаббла следует, что расстояния до внегалактических объектов можно определять по наблюдаемым скоростям их удаления, которые связаны с положением линий в спектрах этих объектов. Смещение линий в красную сторону за счет расширения Метагалактики, которое так и называется красным смещением, равняется z = (Лямбданабл —Лямбдао)/Лямбдао, где Лямбдао — лабораторная, а Лямбданабл — смещенная длины волн.

Когда z < 0,1, расстояния легко оцениваются по фор­муле r = zс/Но, где с — скорость света. Однако при больших z понятия расстояния и времени становятся уже зависимыми от принимаемой модели мира и, в ча­стности, от значения средней плотности вещества во Вселенной. Перестает быть линейной и зависимость ско­рости удаления объектов от величины красного смеще­ния линий в их спектрах (рис. 1). Все эти эффекты свя­заны с тем, что лучи света в искривленном пространстве Метагалактики уже не распространяются по прямым линиям.

Связь между красными смещениями и скоростями удаления внегалактических объектов

Связь между красными смещениями и скоростями удаления внегалактических объектов

С какими же расстояниями приходится иметь дело внегалактической астрономии? .

Здесь трудно обойтись парсеками и приходится вво­дить кило- и мегапарсеки. Диаметры галактик, напри­мер, оцениваются в десятки килопарсек, расстояния между галактиками. — уже в сотни килопарсек и даже в несколько мегапарсек. Размеры скоплений галактик, состоящих из нескольких сотен и тысяч членов, дости­гают нескольких мегапарсек, а расстояния между ни­ми — десятков мегапарсек. Встречаются и еще более крупные образования — сверхскопления галактик, в состав которых входят десятки отдельных скоплений галактик. Расстояния между сверхскоплениями могут равняться нескольким сотням мегапарсек.

Однако рекорд по красным смещениям (а значит, и по расстояниям) принадлежит не галактикам, а кваза­рам. Этим удивительным объектам принадлежат и многие другие рекорды: по яркости, по компактности, по амплитуде переменности потоков излучения со вре­менем и т. д. Обнаружение квазаров в начале 60-х го­дов поставило перед астрофизиками ряд сложных про­блем, многие из которых и до сих пор не нашли своего решения. При этом надо учесть, что три последних де­сятилетия астрономы работают в режиме «перенасыще­ния», когда на них обрушился поток новых наблюда­тельных фактов, из которых еще не удалось составить сколько-нибудь цельной картины. И «виновата» в этом перенасыщении научно-техническая революция, свиде­телями которой мы все являемся.