Читать онлайн «Человек, открывший взрыв Вселенной. Жизнь и труд Эдвина Хаббла». Страница 48

Достаточно точное определение расстояний до галактик, и тем более до очень удаленных, представляет сложнейшую задачу из-за огромности этих расстояний. Не приходится удивляться, что и сегодня мы знаем межгалактические расстояния все еще с большой ошибкой, возможно с точностью лишь до двойки. Эта неопределенность станет понятной, если вспомнить, что за исключением самых близких звезд (до которых расстояние определяется методом тригонометрических параллаксов) расстояния даже внутри нашей Галактики известны с точностью не лучше десятков процентов.

Установление шкалы внегалактических расстояний и во времена Хаббла, и сегодня проводят в несколько приемов, шаг за шагом, уходя ко все более далеким объектам и выстраивая как бы своеобразную лестницу. На каждой ступеньке этой лестницы применяют свои методы, используют свои индикаторы расстояний.

Ими являются объекты с достаточно надежно определяемой светимостью (абсолютной звездной величиной). Тогда сравнением с видимым блеском объекта фотометрическим путем находят расстояние. Другими индикаторами могут быть объекты с известными линейными размерами. В этом случае измерение их видимых угловых размеров на небе также позволяет вычислить расстояние.

Разумеется, вся трудность состоит в определении светимости или линейных размеров индикаторов, как говорят астрофизики — в их калибровке.

Типичная цепочка измерения все более далеких расстояний может выглядеть следующим образом.

Первым шагом является определение расстояния до одного из ближайших рассеянных звездных скоплений — Гиад. Это расстояние находится достаточно уверенно геометрическим путем и составляет около 45 парсеков. Зная расстояние до Гиад и измеряя видимую звездную величину т, можно вычислить абсолютную звездную величину М всех звезд — членов скопления.

Для звезд, в центральных частях которых водород в ядерных реакциях превращается в гелий, М зависит только от их цвета.

Если построить диаграмму видимая звездная величина — цвет для звезд скопления (диаграмму Герцшпрунга—Рессела), то такие звезды выстраиваются на ней в цепочку, называемую главной последовательностью, и их легко отличить от других звезд. Теперь, наблюдая звезды главной последовательности в других скоплениях, можно по их цвету вычислить М и, сравнивая с m, найти расстояния до скоплений. Так находят расстояния до скоплений в нашей Галактике. В некоторых скоплениях имеются цефеиды. Их абсолютные звездные величины М могут быть найдены по m и расстоянию. Суть дела состоит в том, что цефеиды подчиняются зависимости период — абсолютная величина М. Теперь, после нахождения М хотя бы нескольких цефеид, можно считать известным, какому периоду соответствует та или иная абсолютная звездная величина. Как говорят, эта зависимость теперь откалибрована. Цефеиды являются очень яркими звездами («сверхгигантами») и они видны в близких галактиках. Их называют первичными индикаторами расстояний. Если обнаруживают цефеиду в другой галактике, то, сравнивая видимую звездную величину m с М (найденную по периоду), вычисляют расстояние до нее, а значит, и расстояние до всей галактики. К сожалению, цефеиды видны только в ближайших галактиках (на расстояниях до нескольких миллионов парсеков). Чтобы продвинуться дальше, приходится делать следующий шаг — находить более мощные по светимости, чем цефеиды, индикаторы расстояний, как говорят — вторичные индикаторы. В качестве их используют, например, ярчайшие звезды галактик или ярчайшие шаровые звездные скопления. Как показывают наблюдения, абсолютные величины каждого из этих типов индикаторов достаточно одинаковы у галактик, принадлежащих к одному и тому же типу.

Величины М вторичных индикаторов находят (калибруют их), наблюдая их в ближайших галактиках, расстояния до которых уже известны. По вторичным индикаторам можно уже измерить расстояния до ближайших скоплений галактик (расстояния порядка десяти миллионов парсеков). Наконец, чтобы продвинуться еще дальше вглубь Вселенной, используют индикаторы третьего порядка.

Такими индикаторами могут быть сверхновые звезды в максимуме их блеска или же сами ярчайшие галактики в скоплениях.

Кроме указанных индикаторов используются и другие. Так, в качестве первичных индикаторов используются, например, новые звезды в максимуме их блеска, в качестве вторичных — линейные диаметры облаков ионизованного водорода и т. д.

Разумеется, всегда надо учитывать поглощение света в межзвездном пространстве и множество других технических факторов, на которых мы здесь не имеем возможности останавливаться.

Ясно, что на каждой ступени этой длинной лестницы неизбежные ошибки будут накапливаться.

Не приходится удивляться, что первые оценки расстояний грешили существенными систематическими ошибками, да и сейчас возможная неопределенность шкалы внегалактических расстояний еще очень велика.

Еще при Хаббле стали постепенно вырисовываться несоответствия, показывающие, что в оценках расстояний до галактик не все в порядке.

Так, в ближайших к нам галактиках: Большом и Малом Магеллановых Облаках не были найдены переменные звезды типа RR Лиры. Это означало, что их блеск столь слаб, что они не запечатлеваются на пластинках, сделанных с помощью имевшихся телескопов. Если бы эти галактики находились на расстоянии, как тогда считали, около 30 тысяч парсеков, то звезды типа RR Лиры были бы видны! Значит, в действительности они по-видимому дальше от нас, чем считалось.

Кроме того, согласно тогдашним оценкам расстояний по цефеидам туманность Андромеды удалена от нас на примерно 300000 парсеков. Эта галактика того же типа, что и наша, а рассчитанные с использованием такого расстояния светимости шаровых звездных скоплений и новых звезд в ней оказывались заметно меньше светимостей тех же объектов в нашей Галактике. Да и размеры туманности Андромеды не соответствовали размерам нашей — они оказывались существенно меньше, хотя обе галактики одного типа. Все говорило о том, что туманность Андромеды находится дальше, чем считалось.

С другой стороны, французский астроном X. Минёр, пересмотрев оценки расстояний до цефеид внутри нашей Галактики, пришел в 1944 г. к выводу, что их абсолютная величина по-видимому на 1,5m ярче, чем считалось со времен определений Шепли.

Все эти указания не принимались, однако, астрономами всерьез до 1952 г., когда Бааде на очередной Генеральной Ассамблее Международного астрономического союза в Риме сообщил, что по его исследованиям цефеиды на 1,5m ярче, чем полагали, и это означает, что всю шкалу внегалактических расстояний надо примерно удвоить, так как вторичные индикаторы для более далеких расстояний калибровались по ближайшим галактикам.