современным (по тем временам) спектрографом. Именно на этом телескопе уже известный нам Эдвин Хаббл (установивший, что наша Галактика — не единственная во Вселенной) приступил к поискам проявлений эффекта Доплера в спектрах галактик.
Обсерватория открылась в 1908 г. в горах севернее Лос-Анджелеса, на высоте более 1700 м. Строительство началось а 1905 г. и шло, невзирая на огромные сложности с доставкой деталей телескопов и строительных материалов на такую высоту. Выбранное место выгодно отличалось благоприятным климатом и чистым прозрачным воздухом, что обеспечивало идеальные условия для астрономических наблюдений.
Такие наблюдения Хаббл выполнил в 1927–1929 годах. Он предполагал, что измерения доплеровских эффектов в спектрах покажет случайную хаотичную картину распределения скоростей: какие-то галактики должны приближаться, какие-то удаляться от нашей Галактики. И действительно, оказалось, что линии в спектре ближайшей к нам галактики М31, или туманности Андромеды, смещены в синюю часть спектра, а значит, наша соседка по Вселенной движется к нам встречным курсом со скоростью, близкой к 100 км/с. Пройдут миллиарды лет, и две галактики объединятся.
Но прочие галактики явно демонстрировали красное смещение. Более того, оказалось, что чем дальше от нас находится та или иная галактика, тем быстрее она от нас удаляется! И хотя потом выяснилось, что в наблюдениях Хаббла присутствовала большая инструментальная ошибка (галактики впоследствии оказались заметно дальше, чем считал Хаббл), на основной вывод это не влияло. В какую бы сторону мы ни смотрели, галактики удалялись.
Это означало, что Фридман был прав. Вселенная оказалась нестационарной, и расстояние между галактиками со временем увеличивается. Зависимость скорости удаления галактики от расстояния до нее получила название «закон Хаббла». Это простая линейная зависимость: чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас движется.
В этой формуле, описывающей закон Хаббла, буквой r обозначено расстояние от нас до какой-нибудь галактики, буквой v — скорость, с которой далекая галактика удаляется от нас. Коэффициент пропорциональности Н называется постоянной Хаббла. Она не зависит ни от направления на галактику на небе, ни от расстояния до галактики. В этом смысле это действительно постоянная величина.
Как следует из формулы, размерность постоянной Хаббла проста. Если измерять скорость в км/с, а расстояние в километрах, величина Н должна выражаться в обратных секундах (единица, деленная на секунду). Но измерять гигантские расстояния в километрах крайне неудобно. Астрофизики обычно применяют в качестве единицы измерения расстояний так называемые парсеки. Один парсек (1 пк) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду (1/3600 градуса). Учитывая, что радиус земной орбиты — это почти 150 млн км, нетрудно догадаться, что надо улететь очень далеко, чтобы такой большой отрезок наблюдался под столь маленьким углом — как пятирублевая монета с расстояния 10 км. Чтобы связать парсеки с уже знакомыми нам световыми годами, надо запомнить соотношение:
1 пк = 3,26 светового года.
Сверхновая.
Расстояния до очень далеких галактик — это даже не несколько парсек, а миллионы парсек! Именно такие расстояния характерны для тех галактик, по которым уточняется сегодня закон Хаббла. Поэтому в космологии принято измерять постоянную Хаббла в следующих величинах: (км/с)/Мпк, где 1 Мпк — это один миллион парсек (один мегапарсек).
Скорость удаления галактики с высокой точностью определяется по величине красного смещения в спектре галактики. Гораздо сложнее определить расстояние r. Для близких галактик есть возможность выделить свечение отдельных цефеид и, определяя период изменения их блеска, оценить расстояние до цефеиды, а значит, и до галактики, в которой она находится. Этот способ применил сам Хаббл для определения расстояний до ближайших галактик.
Но для далеких галактик этот способ уже не годится. Галактики выглядят как еле различимые туманные пятнышки, и вычленить в них отдельные цефеиды невозможно. «Стандартные свечи», в качестве которых использовались цефеиды, нужно было заменить на что-то иное. И такие «свечи» нашлись.
Уже было известно, что некоторые массивные звезды в конце своего жизненного пути взрываются (такие катастрофические события получили название взрывы сверхновых, или просто сверхновые). Эти взрывы бывают нескольких типов. Выяснилось, что определенный тип сверхновых (астрономы называют их 1a)отличается примерно одинаковой (при этом очень большой) светимостью: в максимуме своего свечения сверхновая излучает, как целая галактика, сияет, как сотни миллиардов звезд сразу. А поскольку истинная светимость сверхновых известна (наблюдения сверхновых в близких галактиках показали, что она почти всегда почти одинакова), измеряя их наблюдаемую яркость, можно сделать вывод, на каком расстоянии от нас находится сверхновая, а значит, и галактика, в которой произошел взрыв звезды.
Эти наблюдения очень непросты. Звезды взрываются крайне редко, при этом взрывы бывают разных типов. Поэтому сверхновых нужного типа приходится ждать подолгу. Но учитывая, что в крупные современные телескопы мы видим одновременно громадное количество галактик, статистика сверхновых набирается ускоренными темпами, и точек на графике, отражающем закон Хаббла, становится все больше.
Наблюдения, которые вели несколько научных коллективов в середине ХХ века, давали значительный разброс значений постоянной Хаббла из-за больших ошибок в определении расстояния до галактик — от 50 до 100 (км/с)/Мпк. Но постепенно значение постоянной Хаббла уточнялось, разброс уменьшался. Сейчас, когда пишется эта книга, считается, что величина постоянной Хаббла равна Н = 67,7 (км/с)/Мпк. Нет сомнений, что значение этой важной величины еще будет уточняться.
Почему так важно знать постоянную Хаббла? Она помогает определить возраст Вселенной, оценить, сколько лет прошло с того самого «момента 0», когда все началось.
И действительно: если галактики разлетаются, это означает, что в прошлом они были ближе друг к другу. Если забраться еще дальше в прошлое — они были еще ближе. Было бы крайне интересно определить, когда все галактики находились рядом друг с другом. Можно ли оценить, когда это было?
Если мы знаем постоянную Хаббла, это несложно.
Промежуток времени t, прошедшего с «момента 0», когда вся материя Вселенной была сконцентрирована в одном месте, до сегодняшнего дня, равна расстоянию r , которое пролетела галактика за это время, деленному на ее скорость. Скорость, по закону Хаббла, равна:
.
Тогда
.
Возьмем современное (хотя явно не окончательно установленное) значение для Н, равное 67 (км/с)/ Мпк. Тогда значение t получится: t = 1/H c Мпк/км. Переведем мегапарсеки в километры (1 Мпк = 3,086×1019 км). Тогда значение t будет равно 4,7×1017с. Если
