Первые три минуты: современный взгляд на происхождение Вселенной - Вайнберг С.
ISBN 5-93972-013-7
Скачать (прямая ссылка):
Сегодня мы знаем, что эти звездные вспышки и в самом деле представляются «величинами такого масштаба, которые с ужасом отвергает наше воображение». Это — сверхновые, т. е. взрывы, в которых одна звезда достигает светимости целой галактики. Но все это не было известно в 1893 году.
Вопрос о природе спиральных и эллиптических туманностей не может быть разрешен без какого-то надежного способа определения того, насколько они далеки от нас. Такой критерий был наконец найден после завершения строительства стодюймового телескопа в обсерватории Маунт-Вилсон, вблизи Лос-Анджелеса. В 1923 году Эдвин Хаббл впервые смог выделить отдельные звезды в туманности Андромеды. Он обнаружил, что спиральные рукава этой туманности содержат несколько ярких переменных звезд с тем же типом периодического изменения светимости, который был уже известен для некоторого класса звезд нашей Галактики, называемых цефеидами. Это открытие было столь важным по той причине, что в предыдущее десятилетие в работах Генриетты Сван Ливитт и Харлоу Шепли из обсерватории Гарвардского колледжа была показана тесная связь между наблюдаемыми периодами изменения цефеид и их абсолютными светимостями.
32
II. Расширение Вселенной
(Абсолютной светимостью называется полная мощность излучения, испускаемого астрономическим объектом во всех направлениях. Видимая светимость есть мощность излучения, принимаемая нами на каждый квадратный сантиметр зеркала телескопа. Именно видимая, а не абсолютная светимость определяет субъективную степень яркости астрономического объекта. Конечно, видимая светимость зависит не только от абсолютной светимости, но и от расстояния; таким образом, зная как абсолютную, так и видимую светимость астрономического тела, мы можем вычислить расстояние до него). Хаббл, наблюдая видимую светимость цефеид в тумманости Андромеды и определяя их абсолютную светимость по их периодам, смог немедленно вычислить расстояние до них и, следовательно, расстояние до туманности Андромеды, используя простое правило, что видимая светимость пропорциональна абсолютной светимости и обратно пропорциональна квадрату расстояния. Его вывод заключался в том, что туманность Андромеды находится на расстоянии 900 ООО световых лет, то есть более чем в десять раз дальше, чем самые удаленные объекты нашей Галактики. Ряд пересчетов соотношения период-светимость для цефеид, сделанных Вальтером Бааде и другими, привел в настоящее время к увеличению расстояния до туманности Андромеды до величины свыше двух миллионов световых лет, но уже в 1923 году был ясен основной вывод: туманность Андромеды и тысячи подобных ей туманностей представляют собой галактики, похожие на нашу и заполняющие Вселенную во всех направлениях вплоть до огромных расстояний.
Еще до установления внегалактической природы туманностей астрономы смогли сопоставить линии их спектров с известными линиями хорошо знакомых атомных спектров. Однако в период между 1910 и 1920 годами Весто Мелвин Слай-фер из обсерватории в Лоуэлле обнаружил, что спектральные линии многих туманностей слегка сдвинуты в красную или голубую сторону. Эти сдвиги немедленно были интерпретированы как обязанные эффекту Доплера, откуда следовало, что туманности движутся либо от Земли, либо к Земле. Например,
II. Расширение Вселенной
33
было найдено, что туманность Андромеды движется к Земле со скоростью около 300 километров в секунду, в то время как более далекое скопление галактик в созвездии Девы движется от Земли со скоростью около 1000 км/с.
Поначалу думали, что эти скорости могут быть просто относительными скоростями, отражающими движение нашей Солнечной системы в направлении одних галактик и прочь от других. Однако такое объяснение стало неприемлемым после того, как было обнаружено все больше и больше спектральных сдвигов, причем все — в красную сторону спектра. Оказалось, что, за исключением нескольких ближайших к нам галактик, вроде туманности Андромеды, все другие галактики разлетаются от нашей. Конечно, это не означает, что наша Галактика занимает какое-то выделенное, центральное положение. Скорее, это выглядит так, будто Вселенная испытывает состояние какого-то взрыва, при котором каждая галактика летит прочь от любой другой галактики.
Такая интерпретация стала общепринятой после 1929 года, когда Хаббл объявил об открытии того, что красные смещения галактик растут примерно пропорционально их расстоянию до нас. Важность этого наблюдения состоит в том, что именно такое явление мы можем предсказать в соответствии с простейшей возможной картиной разлета материи во взрывающейся Вселенной.
Интуитивно следует ожидать, что в любой данный момент времени Вселенная должна выглядеть одинаково для наблюдателей на всех типичных галактиках, в каком бы направлении они ни смотрели. (Здесь и далее я буду использовать термин «типичная галактика» для обозначения таких галактик, у которых нет никаких больших необычных собственных движений и которые просто несутся в общем космическом потоке галактик.) Такая гипотеза столь естественна (по крайней мере, со времен Коперника), что английским астрофизиком Эдвардом Артуром Милном была названа Космологическим Принципом.
