Большое космическое путешествие - страница 78
Самое сложное в данном случае – узнать светимость объекта. Мы уже говорили о переменных звездах-цефеидах, которые являются одной из разновидностей стандартных свечей, чью истинную светимость легко узнать. Далее применяется закон обратных квадратов и выясняется расстояние. Хорошая стандартная свеча должна:
...1) обладать достаточной светимостью, чтобы быть заметной издалека;
2) легко идентифицироваться и отличаться от других объектов, и еще важно,
3) чтобы недалеко от нее были другие сравнимые образцы, по которым легко откалибровать абсолютную светимость (например, по эффекту параллакса или другими методами).
Переменные звезды-цефеиды удовлетворяют первым двум требованиям; их светимость очень велика, а благодаря переменности их легко находить в густой россыпи звезд. Однако лишь немногие переменные-цефеиды расположены настолько близко к нам, чтобы можно было точно измерить их параллаксы, и из-за этого возникали споры об их истинной светимости. На самом деле Генриетта Ливитт неверно откалибровала расстояние до тех цефеид, которые измеряла, и ошибка возникла из-за сравнения с другими неверно измеренными аналогичными звездами, расположенными поблизости. Именно по этой причине Хаббл недооценил расстояние до галактики Андромеда. Ближайшая к нам переменная-цефеида – это Полярная звезда, до которой примерно 400 световых лет.
Мы убедились, что у звезд главной последовательности прослеживается прямая взаимосвязь между температурой и светимостью. Следовательно, если мы сможем измерить температуру звезды (например, по ее спектру), то сможем уверенно оценить ее светимость; а затем, зная наблюдаемую яркость, измерить расстояние до этой звезды. Такая стандартная свеча вполне хорошо калибруется по ближним звездам, расстояния до которых измерены методом параллакса, а в дальнейшем может использоваться и для измерения более отдаленных звезд – настолько дальних, что к ним метод параллакса уже неприменим. На большом расстоянии заметны лишь звезды с очень высокой светимостью, но такие звезды встречаются настолько редко, что найти их поблизости и измерить параллакс почти не удается.
Такой базовый подход с определением стандартных свечей из числа светил главной последовательности может применяться сразу к целой группе звезд, а не к единственной звезде. Например, все звезды в шаровом скоплении фактически равноудалены от нас. Следовательно, если сегодня сравнить звезды главной последовательности в шаровом скоплении с (откалиброванными) звездами главной последовательности, расположенными поблизости от нас, то можно напрямую определить расстояние до всего скопления. Таким образом можно узнать расстояние до относительно редких звезд из этого скопления, тогда как методом параллакса это расстояние не измерить (в достаточной близости от нас нет нужных для этого звезд).
Как и звезды, галактики могут обладать самой разной светимостью. По-видимому, для спиральных галактик прослеживается система, аналогичная главной последовательности; в данном случае речь идет о корреляции между скоростью вращения галактики (скорость измерима по спектру галактики при помощи доплеровского эффекта) и ее светимостью. Такое отношение скорость – светимость можно откалибровать для близлежащих спиральных галактик. Затем можно измерить вращение более удаленных спиральных галактик, чтобы определить присущую им светимость и, следовательно (дополнительно измерив их яркость), можно определить расстояние до них.
Такие многоэтапные измерения, когда, узнавая расстояние до объекта одного типа, мы выводим расстояние до другого объекта, более редкого, но обладающего более высокой светимостью (а этот объект, в свою очередь, может использоваться для промеров расстояний до еще более удаленных объектов), называется лестницей космических расстояний. Если эта «лестница» начинает поскрипывать под ногами – да, вам не послышалось, она действительно ненадежна, и чем больше расстояния, тем выше неопределенность. Поэтому определение постоянной Хаббла H, соотносящей красное смещение и расстояние до галактик, сопровождалось многочисленными спорами.
Закон Хаббла v = Hd подразумевает, что постоянная Хаббла – это результат деления скорости удаления v (обычно измеряемой в километрах в секунду) на расстояние, измеряемое в мегапарсеках (Мпк; то есть миллионах парсеков). По оценке Хаббла, его постоянная равнялась примерно 500 (км/c)/Мпк (как мы убедились, это значение завышено, поскольку он недооценил расстояние до галактики Андромеды, а это произошло из-за неверной калибровки цефеид другими учеными). Хаббл скончался в 1953 году, вскоре после того, как в Паломарской обсерватории близ Сан-Диего был готов огромный телескоп с 200-дюймовым (пятиметровым) зеркалом. Аллан Сендидж, бывший ассистент Хаббла, продолжил его работу по определению расстояний до галактик.
В течение следующих десятилетий Сендидж и его коллеги работали с Паломарским 200-дюймовым телескопом и другими телескопами по всему миру, что позволило добиться невероятных успехов в понимании галактик. К началу 1970-х годов у Сендиджа оставался только один серьезный соперник, также занимавшийся определением расстояний до галактик и, следовательно, уточнением постоянной Хаббла: это был астроном из Техасского университета по имени Жерар де Вокулёр. В 1970-е годы и группа Сендиджа, и группа де Вокулёра выпустили по монументальной серии статей, где изложили свои «шаги к определению постоянной Хаббла». Сендидж привел результат 50 (км/c)/Мпк (в целых 10 раз меньше изначальной оценки Хаббла), а де Вокулёр – около 100 (км/c)/Мпк. Их выкладки абсолютно отличались и в деталях, и в шагах по лестнице космических расстояний. Все астрономическое сообщество крайне интересовалось результатами – ведь значение постоянной Хаббла задает масштабы нашей Вселенной. Красное смещение галактики легко измерить по ее спектру; зная постоянную Хаббла, мы могли бы преобразовать это красное смещение в меру расстояния.
