Уолтер Левин - Глазами физика. От края радуги к границе времени
Увы, такого рода вещи случаются в истории науки так часто, что данную ситуацию тоже следовало бы рассматривать как систематическую ошибку: когда научный мир недооценивает талант, интеллект и вклад женщин-ученых[9].
Занимаясь анализом тысяч фотографических пластин Малого Магелланова облака, Ливитт заметила, что в определенном классе больших пульсирующих звезд (ныне их называют переменными цефеидами) четко выражена зависимость между яркостью звезды в оптическом диапазоне и временем, которое ей требуется для одной полной пульсации, известным как период звезды. Ливитт обнаружила, что чем больше этот период, тем ярче звезда. Как мы с вами убедимся, это открытие распахнуло астрономам двери к точным измерениям расстояний до звездных скоплений и галактик.
Чтобы оценить это открытие по достоинству, сначала необходимо понять разницу между яркостью звезды в оптическом диапазоне и ее светимостью. Яркость – это количество энергии на квадратный метр на секунду света, достигающего Земли. Она измеряется с помощью оптических телескопов. А светимость – это количество энергии в секунду, излучаемой астрономическим объектом.
Возьмем, например, Венеру – обычно самый яркий объект на всем ночном небе, даже ярче Сириуса, который считается самой яркой звездой нашего небосвода. Венера находится достаточно близко к Земле и именно поэтому такая яркая, но у нее практически отсутствует внутренняя светимость. Она излучает довольно мало энергии по сравнению с Сириусом – мощным горнилом, вдвое массивнее Солнца с примерно в двадцать пять раз большей светимостью. Светимость объекта многое говорит о нем астрономам, но проблема в том, что у нас не было надежного способа ее измерения. Яркость можно измерить, потому что она видима; светимость измерить невозможно. Для этого необходимо знать как яркость звезды, так и расстояние до нее.
Используя методику под названием статистический параллакс, Эйнар Герцшпрунг в 1913 году и Харлоу Шепли в 1918-м сумели преобразовать значения яркости, полученные Ливитт, в светимость. А предположив, что светимость цефеиды с заданным периодом в Малом Магеллановом облаке такая же, как и у цефеиды с тем же периодом в другом месте, они получили способ вычислить соотношение светимости всех цефеид (даже не входящих в Малое Магелланово облако). Я не буду подробно останавливаться на данном методе, поскольку это потребует довольно глубокого погружения в технические детали, но отмечу, что выявление взаимосвязи между светимостью и периодом звезды стало важнейшей вехой в деле измерения расстояний до звезд. Зная светимость звезды и ее яркость, вы можете вычислить, на каком расстоянии от Земли она находится.
Кстати, диапазон светимости цефеид довольно велик. У цефеиды с периодом в три дня светимость приблизительно в тысячу раз больше светимости Солнца, а при периоде в тридцать дней превышает данный показатель Солнца почти в тринадцать тысяч раз.
В 1923 году великий астроном Эдвин Хаббл обнаружил цефеиды в галактике Андромеды (также известной как M31), благодаря чему вычислил, что расстояние до нее составляет около 1 миллиона световых лет – результат, повергший в шок немало астрономов. Многие, в том числе Шепли, утверждали, что вся Вселенная, включая M31, входит в наш собственный Млечный Путь. Хаббл же показал, что на самом деле она практически невообразимо от нас далека. Но это еще не все – если выполнить поиск в интернете, то можно обнаружить, что галактика Андромеды находится от нас на расстоянии 2,5 миллиона световых лет.
Это и есть яркий пример неизвестного неизвестного. При всей своей гениальности Хаббл допустил систематическую ошибку. Он основывал свои расчеты на известной светимости звезд, которые впоследствии стали называть цефеиды типа II, хотя на самом деле наблюдал разновидность цефеид с примерно в четыре раза большей светимостью, нежели думал (позже их назвали цефеиды типа I). Астрономы обнаружили разницу только в 1950-х годах и поняли, что измерения расстояний в предыдущие тридцать лет давали искаженный результат – имела место серьезная систематическая ошибка, из-за которой размер известной Вселенной был преувеличен в два раза.
В 2004 году, по-прежнему используя метод цефеид, астрономы измерили расстояние до галактики Андромеды, получив 2,51 ± 0,13 миллиона световых лет. В 2005-м другая группа ученых измерила это же расстояние с помощью метода двойных затменных звезд, получив результат 2,52 ± 0,14 миллиона световых лет, то есть около 24 квинтиллионов километров. Эти два измерения отлично согласуются друг с другом. Тем не менее погрешность составляет примерно 140 тысяч световых лет (около 1,3 × 1018 км). А ведь эта галактика по астрономическим стандартам – наш ближайший сосед. Представьте себе, какова тогда погрешность при измерении расстояний до других, более удаленных галактик.
Теперь вы понимаете, почему астрономы вечно охотятся за так называемыми стандартными свечами – объектами с известной светимостью. Они позволяют оценивать расстояния, применяя разные остроумные способы наподобие мерной рулетки для космоса. И они играли жизненно важную роль в создании того, что мы сегодня знаем как астрономическую лестницу расстояний.
Для измерения расстояний на первой ступеньке этой лестницы используется параллакс. Благодаря фантастически точным измерениям параллакса спутником Hipparcos мы можем с большой точностью измерять расстояния до объектов, удаленных от Земли на несколько тысяч световых лет. Далее идет следующая ступень – измерения с помощью цефеид, которые позволяют получить надежные оценки расстояний до объектов, удаленных от Земли до ста миллионов световых лет. На следующих ступеньках астрономы применяют ряд экзотических методов, слишком сложных с технической точки зрения, чтобы подробно их здесь описывать, многие из которых базируются на использовании стандартных свечей.
Задача измерения расстояний до небесных тел все больше и больше усложняется, ведь мы хотим измерять их все дальше и дальше от Земли. Это отчасти объясняется замечательным открытием, сделанным Эдвином Хабблом в 1925 году, согласно которому все галактики во Вселенной удаляются друг от друга. Данное открытие Хаббла – одно из самых шокирующих и значимых в астрономии и, возможно, во всей науке прошлого века; с ним может соперничать разве что теория естественного отбора Дарвина.
Хаббл заметил, что свет, излучаемый галактиками, указывает на явный сдвиг к менее энергетической, «красной» стороне спектра, где длина волн больше. В астрономии данное явление называется красным смещением. Чем оно больше, тем быстрее удаляется от нас галактика. На Земле этот эффект связан со звуком и известен как эффект Доплера; им объясняется, почему мы можем по звуку сирены без труда определить, например, приближается к нам машина скорой помощи или удаляется от нас (мы обсудим этот эффект более подробно в главе 13).
Хаббл обнаружил в отношении абсолютно всех галактик, красное смещение и расстояние до которых смог измерить, что чем дальше они находились, тем быстрее удалялись. Следовательно, Вселенная расширяется. Поистине величайшее открытие! Каждая галактика во Вселенной удаляется от любой другой галактики.
Это может привести к большой смысловой путанице в связи с расстояниями до галактик, удаленных на миллиарды световых лет. Что именно мы имеем в виду: расстояние в момент излучения света (скажем, 13 миллиардов лет назад) или расстояние в настоящий момент, когда объект за эти 13 миллиардов лет существенно отдалился от Земли? Один астроном скажет, что расстояние составляет около 13 миллиардов световых лет (это называется временем прохождения света), тогда как другой сообщит о расстоянии в 29 миллиардов световых лет до того же объекта (это называется сопутствующим расстоянием).
Выводы Хаббла с тех пор известны как закон Хаббла: скорость, с которой галактики удаляются от нас, прямо пропорциональна их расстоянию от нас. Чем дальше галактика, тем быстрее она мчится прочь.
Измерить скорость галактик было относительно легко – она непосредственно связана с величиной красного смещения. Но вот получить точные расстояния – совсем другое дело; это оказалось самой трудной частью задачи. Вы же помните, что при оценке расстояния до туманности Андромеды Хаббл ошибся в 2,5 раза. Он составил довольно простое уравнение v = H0D, где v – скорость данной галактики, D – расстояние до нее от нас и Н0 – константа, которую теперь принято называть постоянной Хаббла. По Хабблу она равна приблизительно 500 километров в секунду на мегапарсек (1 мегапарсек – 3,26 миллиона световых лет). Погрешность этой постоянной – около 10 процентов. Стало быть, по Хабблу, если галактика находится в 5 мегапарсеках от Земли, то ее скорость по отношению к нам составляет около 2500 километров в секунду.
