Постійна хабла і еволюція стаціонарного всесвіту. Детальніше про довжину та відстань

Рік 1929 ознаменувався чудовою подією. Людство розпрощалося зі статичного Всесвіту, що складається з застиглих у просторі галактик і "переселилося" у світ рухливий, що розширюється. Сталося це завдяки відкриттю американського астронома Едвіна Хаббла. Знаючи, що галактики віддаляються, він знайшов цікаву закономірність у їхньому русі. Але почнемо по порядку.

Вперше променеву швидкість галактики виміряв 1912 року американський астроном Весто Слайфер. Він визначив швидкість однієї з найближчих до нас зіркових систем – Туманності Андромеди. До 1925 Слайфер виміряв променеві швидкості вже у 45 галактик. Більшість їх віддалялося від нас, що свідчило зміщення ліній у спектрі в червону область (червоне усунення). Для того ж, щоб дізнатися, чи існує якийсь закон у "розбіганні" галактик і який він, необхідно було знати не тільки швидкість видалення галактик, але також і відстань до них. Правильно визначити відстань виявилося значно складнішим.

У 20-ті роки Едвін Хаббл працював на найбільшому телескопі на той час - 2.5-му рефлекторі обсерваторії Маунт-Вілсон (США). За допомогою такого інструменту вже можна спостерігати та вивчати окремі яскраві зірки у сусідніх галактиках. Хаблу вдалося виявити в кількох найближчих галактиках змінні зірки особливого типу - цефеїди. Ці зірки використовуються в астрономії як "стандартні свічки": їх світність залежить від періоду змінності блиску зірки. Порівнявши світність зірки з зірковою величиною, можна досить точно знайти відстань до цефеїди, а значить і до галактики, в якій вона знаходиться.

Визначивши за допомогою цефеїд відстані до найближчих галактик, Хаббл зробив наступний крок у будівництві "сходів" позагалактичних відстаней, встановивши світність найяскравіших зірок у галактиках. Найяскравіші зірки, на відміну цефеїд, можна розглянути у найближчих зоряних системах.

Побудувавши таким чином "сходи" відстаней, він виявив, що швидкість "розбігання" галактик прямо пропорційна відстані до них, тобто v=Hr. Коефіцієнт пропорційності Н у цій формулі називаємо постійної Хаббла. Закон розширення, який задається цією формулою, називають однорідним розширенням. Він справедливий лише для спостерігачів, що є Землі. Перемістившись у будь-яку точку простору, спостерігач виявить той самий закон "розбігання" галактик. Теоретично однорідне розширення Всесвіту ще 1924 року передбачив радянський математик Олександр Фрідман, проте без спостережних даних його погляд деякий час вважався помилковим.

У пізніших роботах Хаббл використовував не лише окремі об'єкти всередині галактик, а й загальну світність зіркових систем загалом. Це дозволило використовувати ще більш далекі галактики та уточнити залежність Відстань - Швидкість видалення. У ранніх роботах Хаббл отримав Н = 500 км / (с Мпк). Пізніше було виявлено кілька помилок щодо відстаней до найближчих галактик: використовувалися цефеїди різних класів, різняться по світності, і навіть деякі яскраві зірки у віддалених галактиках виявилися насправді зоряними скупченнями. Все це призвело до перегляду шкали відстаней та постійної Хаббла. Її сучасне значення, якого прийнято позначення Але, отримано кількома десятками незалежних методів лежить у інтервалі між 50 і 100 км/(с·Мпк).

Знаючи постійну Хаббла, можна відповісти на запитання, скільки часу минуло від початку розширення Всесвіту, тобто, інакше кажучи, ми можемо дізнатися про вік Всесвіту. Цей вік приблизно дорівнює 1/Н0, що становить 10-20 мільярдів років. Зв'язок постійний із віком нашого світу дозволяє накласти обмеження на хаблівську константу. Вік Всесвіту не може бути меншим за вік об'єктів, з яких він складається. Найстаріші кульові скупчення налічують 15-17 мільярдів років. Аналіз радіоактивних ізотопів космічної речовини показує, що вік нашого світу має не менше 12-14 мільярдів років. Це добре узгоджується зі значенням Но = 50-75 км / (с Мпк). Гірша згода з великою Н 0 - в районі 100 км/(с·Мпк), проте деякими методами виходить високе значення, близько 100, константи Хаббла.

Чому ж спостерігається такий великий розкид в оцінках однієї з основних космологічних констант? Зовні розрахувати значення Але просто. Необхідно лише знати відстань до галактик (або скупчень галактик) і зі зміщення спектральних ліній визначити їхню швидкість видалення. Але проблеми виникають і з визначенням відстаней і зі швидкостями галактик.

Найбільш надійно відстань визначається до галактик, в яких знайдені цефеїди типу RR Ліри, а також деякі типи об'єктів, світність яких досить добре відома за спостереженнями в нашій Галактиці. Усі вони знайдені лише у близьких зоряних системах - близько 45 Мпк. Виняток становлять три галактики: M100 і NGC 4571 із скупчення в Діві (15-20 Мпк) та М96 у Леві (12 Мпк), де нещодавно за допомогою Космічного телескопа ім. Хаббла вдалося розглянути цефеїди.

Менш надійно вдається визначити відстань, використовуючи найяскравіші галактичні об'єкти, середня світність яких сповістила зі спостережень. До них відносяться найяскравіші зірки, нові, наднові, кульові скупчення та деякі інші об'єкти. Для тих галактик, де неможливо розглянути окремі об'єкти, індикатором відстані можуть стати характеристики самих галактик, наприклад, можна використовувати середню світність галактик певного морфологічного типу. Широко використовуються методи визначення відстані, що ґрунтуються на емпіричних співвідношеннях між різними спостережними параметрами.

Так, наприклад, відомо, що для спіральних галактик ширина спектральної лінії нейтрального водню пропорційна їхній світності. "Налаштувавши" цю залежність по найближчих галактиках з добре відомими відстанями, можна визначати відстані до віддалених галактик і скупчень галактик. Відстань до найближчих галактик визначаються з точністю 10%. Зі збільшенням відстані невизначеність зростає. Таким чином, ґрунтуючись на більш точних, але обмежених методах, переходять до роботи "дальнобійним".

Відстань до найдальших куточків Всесвіту, звідки ще приходить світло, знаходять по червоному зміщенню в спектрі об'єктів через закон Хаббла. І тут відстань залежить від значення Але, яке, своєю чергою, відомо неточно.

Визначити швидкість видалення галактики значно легше, але і тут спостерігачів чекають підводні камені. З огляду на однорідного розширення Всесвіту, галактики і скупчення взаємодіють, притягуються друг до друга. В результаті з'являються відхилення від однорідного розширення, як ще кажуть, від "хаббловского потоку". Наприклад, наша Галактика та найближча до нас "спіраль" Туманність Андромеди не розлітаються одна від одної, а звертаються по еліптичних орбітах. У свою чергу, ці галактики "падають" зі швидкістю близько 300 км/с на найближче до нас скупчення галактик у сузір'ї Діви. Швидкості такого порядку помітно змінюють картину однорідного розширення і вносять велику помилку в постійну Хаббла при її визначенні близькими галактиками (не більше кількох десятків Мпк). Щоб позбутися, як кажуть астрономи, нехабблівської складової променевої швидкості, доводиться моделювати розподіл мас у масштабі найближчих скупчень галактик та розраховувати рух об'єктів, спричинений їх взаємним тяжінням.

Для далеких об'єктів швидкість видалення настільки велика, що можна знехтувати відхиленнями від хаблівського потоку. Проте, як було зазначено, відстань у разі визначається менш впевнено.

Вперше певне Хаббл значення Н 0 в 5-10 разів відрізнялося від сучасного. У пізніших роботах його було переглянуто. Цікаво простежити залежність значення постійної Хаббла від часу її виміру з розвитком наших знань про Всесвіт. Постійна Хаббла експоненційно зменшується на початковому етгрті, і починає "вагатися", коли вже сформувалося більш-менш загальноприйняте значення.

Якщо подивитися роботи з визначення постійної Хаббла протягом останніх 10-15 років, можна переконатися, що значення Але приблизно рівномірно покриває інтервал від 50 до 100 км/(с·Мпк). Іноді тому чи іншому значенню віддається перевага (своєрідне прояв моди у науці), але з надовго. Немає згоди і серед "метрів" позагалактичної астрономії, що присвятили все життя проблемам визначення відстаней у Всесвіті та постійній Хаббла. Так, наукова група, очолювана Жераром де Вокулером (США), сповідує так звану коротку шкалу позагалактичних відстаней. У роботах Вокулера та його співробітників Але набуває значення 80-100 км/(с·Мпк). Чим більше значення набуває хаблівська константа, тим коротше відстані у Всесвіті і менше її вік. Швейцарський астроном Г. Тамманн і його група, навпаки, підтримують "довгу" шкалу відстаней, отримуючи значення H 0 = 50-70 км / (с Мпк), а в кількох останніх роботах минулого року Але у них "впала" до 45 км / (С · Мпк). При цьому обидві групи роблять різні початкові кроки "сходами" позагалактичних відстаней, віддаючи перевагу різним індикаторам відстаней.

На даний момент не можна сказати з упевненістю, чия наукова група більш права. Безліч нових методів, розвинених останнім часом, наприклад, з використанням властивостей гравітаційних лінз, також призводять до суперечливих значенням Н 0 . За допомогою космічного телескопа ім. Хаббла вдалося відкрити кілька цефеїд у далеких галактиках: М100 і NGC 4571 у Діві та М96 у Леві, і тим самим визначити відстань до них з хорошою точністю, проте значення локального поля швидкостей, що отримуються в різних роботах, призводять до досить невизначеної оцінки Н0 = 60-80 км/(с·Мпк). Є також підстави вважати, що Н 0 , знайдена за близькими галактиками, відрізняється від Н 0 для більших масштабів (або через те саме не-хаббловского поля швидкостей, чи це фундаментальне властивість Всесвіту). Швидше за все остаточне, переконливе значення постійної Хаббла можна буде отримати лише в майбутньому за допомогою супутника, який найпростішим методом тріангуляції точно виміряє відстані до далеких позагалактичних об'єктів.

Якщо підтвердиться "довга" шкала (Н = 50-70 км / (с Мпк)), то з'явиться гарна згода між значенням постійної Хаббла і віком зірок і галактик. З іншого боку, якщо підтвердження отримає "коротка" шкала (Н = 80-100 км / (с Мпк)), то це буде ще цікавіша подія. З'явиться явне протиріччя, оскільки вік Всесвіту у разі виявиться менше віку об'єктів, її складових. Це дасть поштовх потоку нових ідей та відкриттів у сфері еволюції Всесвіту.

Нині питання остаточно не вирішено і доводиться йти на компроміс. До остаточного з'ясування справи багато вчених зупиняються на "золотій середині", вважаючи значення Н 0 = 75 км/(с Мпк).

Ю.Н.Єфремов

Найграндіозніше явище, відоме людині - це розширення нашого Всесвіту, доведене в 1929 р. Відстані між скупченнями галактик безперервно зростають, і це найважливіший факт для розуміння устрою Світобудови. Визначення швидкості розширення - постійної Хаббла, та її залежності від часу залишаються найважливішим предметом наземних та орбітальних спостережень.

1. Слабкі туманності

Перші ознаки розширення Всесвіту були виявлені близько 80 років тому, коли більшість астрономів вважала, що наша Галактика і є весь Всесвіт. Слабкі туманні цятки, десятки тисяч яких було виявлено з початком розвитку астрофотографії, вважалися далекими газовими туманностями на околиці всеосяжної зоряної системи Чумацького шляху.

Вестон Слайфер на Флагстаффській обсерваторії в Аризоні довгі роки був єдиною людиною у світі, яка отримувала спектри цих "слабких туманностей". Найяскравішим їхнім представником була добре відома туманність Андромеди. У 1914 р. Слайфер опублікував перше визначення променевої швидкості цієї туманності за спектрограмою, отриманою ним на 24-дюймовому рефракторі.

Виявилося, що М31 наближається до нас зі швидкістю близько 300 км/с. До 1925 року в колекції Слайфера були спектри 41 об'єкта. Дивною особливістю мали ці спектри - швидкості у всіх їх були дуже великі і негативна швидкість M31 виявилася рідкісним винятком; у середньому швидкість туманностей становила +375 км/сек, а найбільша швидкість була +1125 км/сек. Майже всі вони віддалялися від нас, і їх швидкість перевищувала швидкість будь-яких інших об'єктів, відомих астрономам. (Нагадаємо, що негативні швидкості спрямовані до нас, позитивні – від нас.)

Обсерваторію у Флагстаффі Персіваль Ловелл збудував спеціально для спостережень каналів Марса. Деякі з нас прийшли в астрономію, захоплені його книгою, в якій розповідалося про хвилю потемніння, про розщеплення каналів, що переповнюються водою марсіанської весни... Однак на цій обсерваторії були відкриті не менш фантастичні, але реальні речі. Робота Слайфера означала перший крок на шляху до відкриття розширення Всесвіту.

Суперечки про природу " слабких туманностей " велися з кінця XVIII століття. Вільям Гершель висловив припущення, що вони можуть бути далекими зірковими системами, аналогічними до системи Чумацького шляху. У 1785 р. він був упевнений у тому, що дозволити туманності на зірки не можна лише через надто велику їхню віддаленість. Однак у 1795 р., спостерігаючи планетарну туманність NGC 1514, він виразно побачив у центрі її одиночну зірку, оточену туманною речовиною. Існування справжніх туманностей, таким чином, не підлягало сумніву, і не потрібно було думати, що всі туманні плями - далекі зіркові системи. І 1820 р. Гершель говорив, що поза нашої власної системи все покрито мороком невідомості.

У ХІХ столітті в нерозв'язних на зірки туманностях воліли бачити планетні системи у процесі освіти - на кшталт гіпотези Лапласа; NGC 1514 здавалася прикладом еволюції, що далеко зайшла - з первинної туманності сконденсувалася вже центральна зірка.

До середини століття до 2500 туманностей, відкритим його батьком, Джон Гершель додав ще 5000, і вивчення їхнього розподілу по небу дало головний аргумент проти припущення, що вони є далекими зірковими системами ("острівними всесвітами"), подібними до нашої системи Чумацького Шляху. Була виявлена ​​"зона уникнення" - майже повна відсутність цих слабких плям світла поблизу площини Чумацького Шляху. Це було зрозуміло як явну вказівку на їх зв'язок із системою Чумацького шляху. Поглинання світла, найбільш сильне у площині Галактики, було ще невідоме.

У 1865 р., Хеггінс вперше поспостерігав спектр туманностей. Емісійні лінії туманності Оріона явно говорили про її газовий склад, але спектр туманності Андромеди (M31) був безперервний, як і зірок. Здавалося б, суперечка вирішена, але Хеггінс зробив висновок, що такий вид спектру M31 говорить лише про високу щільність і непрозорість складового її газу.

У 1890 р. Агнія Клерк у книзі про розвиток астрономії в XIX столітті писала: "Питання про те, чи є туманності зовнішніми галактиками, навряд чи заслуговує тепер на обговорення. Прогрес досліджень відповів на нього. Можна з упевненістю сказати, що жоден компетентний мислитель перед Особою існуючих фактів не буде стверджувати, що хоча б одна туманність може бути зірковою системою, порівнянною за розмірами з Чумацьким Шляхом.

Хотілося б знати, які з нинішніх категоричних тверджень виявляться згодом такими ж невірними... Зауважимо, що за сто років до Клерка було висловлено діаметрально протилежне судження. "Мабуть, зірки... зібрані в різноманітні групи, деякі з яких містять мільярди зірок... Наше Сонце і найяскравіші зірки, можливо, входять до однієї з таких груп, яка, очевидно, і опоясує небо, утворюючи Чумацький Шлях". Це обережне, але цілком правильне формулювання належить великому Лапласу.

На початку XX століття фотографії, отримані Кілером з 36-дюймовим рефлектором, показали, що слабких туманностей не менше 120 000. Зірковий спектр відбивних (переважно пилових) туманностей навколо зірок Плеяд, здавалося, підтверджував думку про неможливість вирішити питання спектральними дослідженнями. Це дозволило В. Слайферу припустити, що спектр туманності Андромеди пояснюється відображенням світла центральної зірки (за яку він прийняв ядро ​​галактики...)

Для вирішення питання про природу "слабких туманностей" необхідно було знати їхню відстань. Дискусія з цього приводу тривала до 1925; вона заслуговує на окрему розповідь і тут ми тільки коротко опишемо, як було встановлено відстань ключового об'єкта - "туманності" Андромеди.

2. Відкриття Всесвіту

Вже до 1910 р. Джорд Річі на 60" телескопі обсерваторії Маунт Вілсон отримав чудові знімки, на яких було видно, що спіральні гілки великих туманностей усипані зіркоподібними об'єктами, але зображення багатьох були нерізкі, туманні. Це могли бути і компактні туманності, і зіркові скупчення, і кілька зображень зірок, що злилися.

Довести, що у великих "туманностях" бачимо одиночні зірки, зміг Едвін Хаббл (1889 - 1953), молодий астроном тієї ж обсерваторії, 1924 року. За допомогою 100" телескопа він знайшов у туманності Андромеди 36 цефеїд. Амплітуди зміни блиску цих змінних зірок - надгігантів повністю відповідали відомим у цефеїд нашої Галактики і це доводило, що ми маємо справу з одиночними зірками. цефеїдам Магелланових Хмар і Галактики, дозволяла визначити світність знайдених Хабблом зірок, і порівняння її блискуче давало відстань.

Побачити можна тільки те, що вважаєш за можливе побачити... Коли на початку 20-х років. Х'юмасон показав Шеплі кілька змінних зірок - ймовірних цефеїд, відзначених ним на платівці із зображенням туманності Андромеди, Шеплі стер його позначки - у цій газовій туманності не могло бути зірок!

3. Початок космології

Отже, Всесвіт населений галактиками, а не ізольованими зірками. Тільки тепер з'явилися можливості перевірки висновків космології, що зароджувалася - науки про будову та еволюцію Всесвіту в цілому. У 1924 р. К. Вірц виявив слабку кореляцію між кутовими діаметрами і швидкостями видалення галактик і припустив, що вона може бути пов'язана з космологічною моделлю Ст де Сіттера, згідно з якою швидкість видалення віддалених об'єктів повинна зростати з їх відстанню. Модель де Сіттера відповідала порожньому Всесвіту, але в 1923 р. німецький математик Г.Вейль зазначив, що якщо в неї помістити речовину, вона має розширюватися. Про нестатичність Всесвіту де Сіттера йшлося і в книзі Еддінгтона, опублікованій того ж року.

Де Сіттер, який опублікував свою роботу "Про ейнштейнівську теорію гравітації та її астрономічні наслідки" в 1917 р., відразу ж після появи загальної теорії відносності, знав тільки три променеві швидкості; у M31 вона була негативна, а у двох слабких галактик – позитивна та велика.

Лундмарк і потім Штремберг, які повторили роботу Вірца, не отримали переконливих результатів, а Штремберг навіть заявив у 1925 р., що "не існує залежності променевих швидкостей від відстані від Сонця". Однак було лише ясно, що ні діаметр, ні блиск галактик не можуть вважатися надійними критеріями їхньої відстані.

Про розширення непустого Всесвіту йшлося і в першій космологічній роботі бельгійського теоретика Ж.Леметра, опублікованій в 1925 р. Наступна його стаття, опублікована в 1927 р., називалася "Однорідний Всесвіт постійної маси і зростаючого радіусу", що пояснює радіальні швидкості позагалактичних туманів. Коефіцієнт пропорційності між швидкістю та відстанню, отриманий Леметром, був близький до знайденого Хаблом у 1929 р. У 1931 р. з ініціативи Еддінгтона стаття Леметрабула передрукована в "Monthly Notices" і почала з того часу широко цитуватися; роботи А.А.Фрідмана були опубліковані ще 1922-1924 рр., але широко відомі серед астрономів набагато пізніше. У всякому разі, Леметр був першим, хто чітко заявив, що об'єкти, що населяють Всесвіт, що розширюється, розподіл і швидкості руху яких і повинні бути предметом космології - це не зірки, а гігантські зіркові системи, галактики. Леметр спирався на результати Хаббла, з якими він познайомився, будучи США в 1926 р. з його доповіді.

Американський теоретик Х. Робертсон у 1928 р., використовуючи дані Хаббла 1926 року, також виявив, що швидкості розбігання галактик пропорційні їх відстані. Очевидно, цю роботу Хаббл знав. З 1928 р. за його завданням М.Хьюмасон (1891-1972) наполегливо намагався виміряти червоне зміщення у більш далеких галактик. Незабаром за 45 годин експозиції біля галактики NGC 7619 у скупченні Персея було виміряно швидкість видалення 3779 км/c. (Чи треба говорити, що останні дві цифри зайві). Сам же Хаббл розробив критерії визначення відстаней для далеких галактик, цефеїди в яких залишалися недоступні 100" телескопу. Вони були засновані на припущенні про однаковість блиску найяскравіших окремих зірок усередині різних галактик. До 1929 р. у нього були впевнені відстані двох десятків галактик, в тому числі в скупченні Діви, швидкості яких сягали приблизно 1100 км/с.

4. Закон Хаббла

І ось 17 січня 1929 р. в Праці Національної академії наук США надійшла стаття Х'юмасона про променеву швидкість NGC 7619 і статтю Хаббла, що називалася "Зв'язок між відстанню і променевою швидкістю позагалактичних туманностей". Зіставлення цих відстаней із променевими швидкостями показало чітку лінійну залежність швидкості від відстані, що по праву називається тепер законом Хаббла.

Хабл розумів значення свого відкриття. Повідомляючи про нього, він писав, що "залежність швидкість - відстань може представляти ефект де Сіттера і, отже, вона може дати кількісні дані для визначення загальної кривизни простору". Численні спроби пояснити залежність Хаббла не розширенням Всесвіту, а чимось іншим, які можна зустріти і тепер, незмінно зазнають невдачі. Так, не проходить старе припущення про те, що за довгий час шляху фотони "старіють", втрачають енергію і відповідна довжина хвилі збільшується - при цьому розмивалися б і зображення далеких об'єктів, а величина червоного усунення залежала б і від довжини хвилі, чого не спостерігається . Прямі свідчення правильності висновку про те, що більш далекі об'єкти мають більше червоне зміщення, отримані нещодавно при вивченні кривих блиску та спектрів далеких Наднових зірок.

Наголосимо, що вирішальне значення мали методи визначення відстаней галактик, розроблені Хабблом, для чого знадобилися прямі фотографії на 100-дюймовому рефлекторі.

У тридцятих роках Хаббл та його співробітники займали більше половини наглядового часу найбільшого - і практично єдиного тоді придатного для таких робіт - телескопа. І ця концентрація зусиль призвела до найбільших досягнень наглядової астрономії XX століття!

До 1935 р. у Х'юмасона були спектрограми 150 галактик до відстаней, що у 35 разів перевищують відстань скупчення галактик у Діві, а до 1940 р. найбільші виявлені ним швидкості видалення галактик становили вже 40000 км/с. І до найбільших відстаней зберігалася пряма пропорційна залежність між червоним зміщенням ліній у спектрі,

і відстанню, яка у загальному вигляді записується так:

де c- швидкість світла, z- відстань та v- Променева швидкість. Коефіцієнт пропорційності Hбув названий пізніше за постійну Хаббла.

Цей новий закон природи отримав пояснення в основі загальної теорії відносності моделях Всесвіту ще до того, як він був непорушно встановлений. Пріоритет має бути відданий А.А.Фрідману; моделі, отримані раніше Ейнштейном та де Сіттером, виявилися граничними випадками моделей Фрідмана. Широко відомими довгий час залишалися лише результати Леметра (не знайомого тоді з роботами Фрідмана), який після опублікування роботи Хаббла нагадав Еддінгтону про свою роботу 1927 - в цій роботі Леметр дійшов висновку про розширення моделі

Всесвіту з кінцевою середньою щільністю речовини в ньому. Проте вже в 1931 р. Ейнштейн, говорячи про Всесвіт, що розширюється, зазначив, що першим на цей шлях вступив Фрідман.

Однак сам Хаббл незабаром втратив упевненість у тому, що червоне зміщення означає саме розширення Всесвіту, - ймовірно, під впливом невблаганного виведення з цього припущення. Як писав тоді Г.Рессел, "визнати теорію де Сіттера без застережень передчасно. Філософськи неприйнятно, щоб усі галактики раніше були разом. На питання "чому" відповіді ми не знаходимо". Саме з такого роду міркувань Ейнштейн ввів у свої рівняння 1916 космологічну постійну, яка повинна стабілізувати Всесвіт. Цій глибокій проблемі присвячена стаття А.Д.Черніна "Фізичний вакуум і космічна антигравітація" на сайті www.сайт і тут ми лише зазначимо, що прискорене розширення Всесвіту, виявлене в 1998 р. за надновим типом Ia, пояснюється негативним тиском космічного вакууму, існування якого і відбивається додатковим космологічним членом рівнянь Ейнштейна.

Влітку 1929 р. Хаббл обрушився на де Сіттера, який посмів опублікувати детальну роботу, присвячену порівнянню теоретичних та спостережних висновків про розширення Всесвіту. Він писав де Сіттеру, що залежність швидкість - відстань є "маунт-вілсонівським досягненням", і що "перше обговорення нових даних природно належить тим, хто справді виконував роботу". Однак у 1931 р., після появи гіпотези Цвіккі про можливість старіння фотонів, Хаббл написав де Сіттеру, що " інтерпретацію слід залишити Вам і дуже мало хто, хто компетентний авторитетно обговорювати предмет " ... До кінця свого життя (1953 р.) Хаббл очевидно так і не вирішив для себе, чи червоне усунення про розширення Всесвіту, або воно зобов'язане "якомусь новому принципу природи". Так чи інакше, його ім'я назавжди залишилося у списку найвидатніших учених усіх часів.

Червоне усунення, пропорційне відстані, означає не розбігання галактик саме від нас, а збільшення всіх відстаней між усіма об'єктами Всесвіту (точніше, між об'єктами, не пов'язаним тяжінням - тобто скупченнями галактик) зі швидкістю, пропорційною величині відстані, подібно до того, як збільшуються відстані між усіма точками, розташованими на поверхні кулі, що роздується. Спостерігач у будь-якій галактиці бачить, що всі інші галактики розбігаються від нього. Швидкості розширення Всесвіту залишається одним із найважливіших завдань астрономії.

Розкажемо перш за все, як її вирішував сам Хаббл у 1935 році.

У нього були дані про червоне зміщення 29 близьких галактик, що знаходяться, проте, за межами Місцевої групи: занадто близькі галактики використовувати свідомо не можна, оскільки для них швидкості віддалення від нас, обумовлені розширенням Всесвіту, занадто малі і порівняні з випадковими їх швидкостями у просторі .

У цих 29 галактиках Хаббл визначив зіркові величини найяскравіших зірок. Оскільки світності їх у всіх галактиках, як знайшов Хаббл, приблизно однакові, їх зіркові величини мають бути функцією відстані, і вони показують залежність від швидкості видалення v.

Ця залежність за даними Хаббла представляється формулою. З іншого боку, , , і , де M- Абсолютна величина. З цих трьох формул і випливає вираз, з допомогою якого визначається стала Хаббла: . У загальному вигляді із закону Хаббла і формули випливає, тобто. .

Абсолютна величина найяскравіших зірок, знайдена Хабблом, дорівнювала -6,35 m , і величина H(Хаббл позначав її) вийшла 535 (км/с)/Мпс.

Оскільки світність яскравих зірок була визначена порівнянням їх з цефеїдами, перегляд нуль-пункту залежності період - світність (В. Бааде, 1952) означав необхідність і перегляд величини постійної Хаббла. Х'юмасон, Мейолл і Сендідж в 1955 р., використовуючи нові дані про червоне зміщення і врахувавши поправку Бааді до нуль-пункту залежності період - світність, отримали H=180 (км/с)/Мпс.

У 1958 р. Аллан Сендідж, продовжуючи справу свого вчителя Хаббла, опублікував результати нової постійної ревізії постійної H. Спираючись головним чином Нові зірки, Сендидж дійшов висновку, що модулі відстаней Магелланових Хмар, M31, M33 і NGC 6822 треба збільшити загалом на 2,3 m порівняно зі значеннями, прийнятими Хабблом. На стільки ж, отже, треба зробити яскравішими абсолютні величини найяскравіших зірок; вони були уточнені ще й шляхом залучення нових даних про найяскравіших зірок галактик Місцевої групи. Але, крім цих уточнень, Сендидж виявив у свого вчителя ще й серйозну помилку - об'єкти, які Хаббл приймав за найяскравіші зірки в галактиках, що лежать за межами Місцевої групи, є насправді компактними емісійними туманностями, областями HII.

Хаббл, який у двадцятих роках міг працювати тільки з платівками, чутливими до синіх променів, не мав можливості відрізнити зображення компактних областей HII від зірок, особливо у далеких галактиках. Навіть у M31, незважаючи на ретельні пошуки, він не знайшов жодної емісійної туманності, хоча зараз їх там відомо 981. Ймовірно, тому можливість такої плутанини не спадала Хабблу на думку. Лише Бааде, який фотографував M31 у різних променях і, зокрема, застосовував пластинки, чутливі до червоних променів, і світлофільтри, що вирізають червону водневу лінію Hα, зміг відшукати їх. Сендидж, знімаючи галактику NGC 4321 = М100 у скупченні Діви у різних променях, виявив, що найяскравіші області HII яскравіші за найяскравіші зірки на 1,8 m - ось на скільки Хаббл применшував модуль відстані, визначаючи його за "яскравішими зірками". Сумарна помилка в прийнятих Хаббл модулях відстані становить, отже, близько 4,0 m! У результаті, за оцінкою Сендіджа, постійна Хаббла має бути укладена в межах 50-100 (км/с)/Мпк. Причину невизначеності, що залишилася, він приписав в основному дисперсії абсолютних величин найяскравіших зірок. Результати Сендіджа означали, що відстані далеких галактик Хаббл применшував у 6-7 разів!

У 1968 р., Сендидж визначив постійну Хаббла в інший спосіб. Ще Хаббл встановив, що найяскравіші члени скупчень галактик – гігантські еліптичні галактики – мають майже однакову абсолютну величину. Можна і для них побудувати залежність між видимими величинами і червоним усуненням (нижче наведена ця діаграма для 65 найяскравіших галактик у скупченнях, побудована Сендиджем, Крістіаном і Вестфалем у 1976 р.) і якщо визначити світність хоча б однієї з них, із цієї залежності можна визначити постійну Хаббла, аналогічно тому, як це робив сам Хаббл із яскравими зірками. Особливо важливо при цьому, що ми можемо піти тепер незмірно далі - найяскравіші галактики скупчень яскравіше за найяскравіших зірок на 11 m -12 m ! Світність найбільш яскравої галактики в скупченнях можна визначити, знаючи відстань хоча б одного скупчення. Найближчим багатим скупченням є скупчення в Діві, і Сендидж використовував визначення його відстані кульові скупчення в еліптичній галактиці M87.

Передбачаючи далі, разом із Сендиджем, що світність найяскравіших зоряних скупчень у багатих ними галактиках однакова, знаючи інтегральну абсолютну величину найяскравішого скупчення нашої Галактики (-9,7 m B, ω Кентавра) і M31 (-9,8 m B, В282) а також блиск яскравого скупчення M87 (21,3 m), отримуємо модуль відстані M87 і всього скупчення галактик: m-M= 21,3 m +9,8 m = 31,1 m. Звідси випливає, що найяскравіша галактика скупчення Діви (еліптична галактика NGC 4472, в якій також дуже багато кульових скупчень) - і, отже, найяскравіші галактики у всіх скупченнях взагалі - мають абсолютну величину -21,7 m.

Знаючи абсолютну величину галактик та залежність їх видимих ​​величин від червоного змішування, легко знайти постійну Хаббла. У такий спосіб Сендидж отримав у 1968 р. значення H=75 (км/с)/Мпс, тривалий час вважалося найімовірнішим.

Однак у серії статей, опублікованих у 1974-1975 рр., А. Сендідж та швейцарський астроном Г. Тамман отримали для постійної Хаббла значення 55 (км/с)/Мпк. Визначивши за допомогою цефеїд відстані галактик Місцевої групи та групи M81, вони отримали залежність між лінійними розмірами областей HII і світністю їх галактики. За допомогою цієї залежності вони за кутовими діаметрами областей HII знайшли відстані багатьох неправильних і спіральних галактик поля та визначили світність гігантських спіральних галактик ScI, які можна виділити на вигляд. Для 50 слабких галактик ScI Сендідж і Тамман визначили променеві швидкості (всі вони перевищують 4000 км/с). Знаючи видимі та абсолютні величини, неважко отримати постійну Хаббла.

Сендидж і Тамман наполягали на тому, що постійна Хаббла з помилкою приблизно в 10% становить 50 (км/с)/кпс, тоді як Ж. де Вокулер з тією ж помилкою набував значення H=95. Магічне число 10% нерозривно пов'язане з визначеннями цієї постійної; нагадаємо, що Хаббл визначив її рівною 535 (км/с)/кпс – і помилку оцінив саме у 10%... Треба сказати, що у більшості астрономів виходило значення Hміж 75 і 100, і Сендідж і Тамман були майже єдиними прихильниками довгої шкали відстаней. Відлуння цієї суперечки чути і досі, хоча можливий діапазон значень постійної Хаббла звузився.

Це сталося переважно завдяки спеціальній програмі спостережень цефеїд на Космічному телескопі імені Хаббла. Вони були знайдені та досліджені у двох десятках галактик, в основному в скупченні Діви, і по відстанях цих галактик були прокалібровані методи (Таллі-Фішера, Наднові Ia та ін), що дозволяють визначати відстані ще більш далеких галактик, для яких можна знехтувати їх випадковими рухами. Одна група дослідників, яку очолювала знавець цефеїд В.Фрідман, набула у 2001 р. значення H=72+/-7, а група А.Сендіджа отримала 2000 р. величину H=59+/-6. Помилка знову-таки оцінена обома групами точно в 10%!

6. Розширення Всесвіту

Завдання визначення постійної Хаббла була такою гострою, оскільки від її значення залежать і масштаби Всесвіту, і його середня щільність, і вік. Екстраполюючи розбігання галактик назад, ми приходимо до висновку, що колись всі вони були зібрані в одній точці. Якщо розширення Всесвіту відбувалося з однією і тією ж швидкістю, то величина, обернена до постійної Хаббла (), дозволяє сказати, що цей момент t=0 мав місце 13-19 ( H= 50) або 7-10 ( H= 100) мільярдів років тому. Цей "експансійний вік Всесвіту" при меншому значенні постійного Хаббла, яке незмінно виходить у Сендіджа, впевнено більше віку найстаріших зірок, чого не можна сказати про значення H=100. Втім, нині проблема втратила свою гостроту, оскільки тепер не підлягає сумніву, що розширення Всесвіту протікало з неоднаковою швидкістю. " Постійна " Хаббла постійна лише у просторі, але з часі.

Недавні (2003 р.) супутникові вимірювання анізотропії реліктового випромінювання дають для постійної Хаббла значення 71 (+4-3) км\с\Мпк, а для віку Всесвіту величину 13.7+-0.2 мільярда років (D.Spergel et al., astro-ph/0302209). Песимісти все ж таки вважають, що краще говорити про значення 45-90 для постійного Хаббла і вік Всесвіту в 14+-1 мільярд років. Найкращі наземні дані (засновані на результатах великих оглядів червоного зміщення галактик, їх пекулярних швидкостей та наднових Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) дають для постійної Хаббла значення 57 (+15\-14) км\с\ МПК.

Дослідження наднових типу Ia у далеких галактиках, перші результати яких з'явилися у 1998 р., стали початком нової революції в космології, про яку розповідається у згаданій вище статті А.Д.Черніна. Скажімо, тут лише кілька слів.

Використання SNIa як "стандартна свічка" для визначення дуже великих відстаней стало можливим завдяки роботам Ю.П.Псковського, виконаним в ДАІШі ще в 1970-х роках. Вважається, що однаковість їх світності в максимумі пояснюється тим, що явище наднової Ia відбувається в тісній системі, що включає білий карлик, який відбувається акреція речовини від другого компонента.

Коли маса білого карлика досягає граничного для нього значення 1.4 маси Сонця, відбувається вибух, що перетворює його залишок на нейтронну зірку.

Положення наднових Ia типу на діаграмі Хаббла вказує на те, що в сучасну епоху розширення Всесвіту відбувається прискорено. Найбільш природно це пояснюється тим, що негативний тиск космічного вакууму підганяє розліт скупчень галактик. Антитяжіння вакууму означає, що розширення Всесвіту відбуватиметься вічно.

Якщо вірні ці висновки теорії, більш ранню епоху розширення Всесвіту, навпаки, мало б йти уповільнено, оскільки воно гальмувалося гравітацією темного речовини. Його щільність стала менше щільності вакууму, згідно з теорією, 6-8 мільярдів років тому, і дійсно, нечисленні найдальші наднові Ia вказують на уповільнене розширення. Днями цей висновок був підтверджений абсолютно незалежними даними супутника "Чандра" про гарячий газ, що спостерігається в рентгенівському діапазоні в скупченнях галактик. Відношення маси цього газу до маси темної речовини має бути однаково у всіх скупченнях і звідси можна отримати відстань скупчень галактик. Вони показали, що уповільнене розширення Всесвіту змінилося прискореним 6 мільярдів років тому.

Домінування антигравітації вакууму, на думку А.Д.Черніна та його колег, пояснює також і парадокс, відзначений А.Сендиджем ще в 1972 р. - розширення Всесвіту було відкрито Хабблом по галактикам, що здавалося б надто близько, неоднорідність їх розподілу в просторі пов'язані з цим гравітаційні рухи мали б замити загальне розширення. Недавні дані, отримані І.Д.Караченцевим та його співробітниками на 6-му телескопі САО РАН, підтверджують, що ізотропне розширення Всесвіту починається дуже близько від нас, відразу ж за межами Місцевої групи галактик.

Отже, астрономічні дані вперше дозволили визначити густину енергії вакууму; вони загрожують новою революцією у фізиці, бо значення цієї щільності незрозуміло сучасною теорією.

7. До краю Всесвіту

Розкажемо на закінчення результатів пошуків об'єктів з максимально великим червоним усуненням. Для цього були потрібні найбільші телескопи та багатогодинні експозиції. Протягом багатьох років ентузіастів і великих телескопів було менше, ніж пальців на одній руці. З введенням у дію 200-дюймового телескопа (на малюнку - Хаббл у кабіні головного фокусу цього телескопа, знімок кінця 40-х років) Х'юмасон зміг у 1949 р. виміряти z=0,20 у галактики зі скупчення в Гідрі з V=17,3 m. Лінії нічного неба довго не дозволяли отримати червоне усунення більш слабких і далеких галактик, використовуючи лінії поглинання у тому спектрі. За єдиною емісійною лінією Р. Мінковський у 1960 р. знайшов z=0,46 для радіогалактики 3C295 ( V=19,9 m), що довго залишалося рекордним для галактик. У 1971 р. це значення підтвердив Дж. Оук лініями поглинання, отримавши запис спектра 3C295 з допомогою 32-канального спектрометра і визначивши його зсув щодо стандартного спектра з нульовим червоним усуненням. На цю роботу пішло 8 годин 200-дюймового телескопа. У 1929 р. Хьюмасону знадобилося 40 годин на 100-дюймовому телескопі визначення червоного зміщення галактики, на вісім зіркових величин яскравішою.

У 1975 р. X. Спінрад за допомогою 3-метрового рефлектора знайшов z=0,637 у радіогалактики 3C123 - з V= 21,7 m. Декілька ліній у спектрі 3C123 Спінрад зміг виміряти за допомогою електронно-оптичного скануючого спектрометра, накопичивши фотони за 7 годин спостережень протягом 4 ночей.

Це гігантська еліптична галактика, вчетверо потужніша в радіодіапазоні, ніж Кентавр А. Потім Сендидж та його співробітники знайшли z=0,53 у радіогалактики 3C330. Нарешті, 1981 р. Спінрад, отримуючи спектри радіогалактик, знайшов z=1,050 для 3C13 та z=1,175 для 3C427; експозиції знову доходили до 40 годин, але спостерігалися об'єкти, у десятки тисяч разів слабші, ніж у 1929 році.

Вимірювання гранично великих червоних зміщень залишалися долею одинаків, поки думка про те, що, вивчаючи Всесвіт на гранично великих масштабах, ми осягаємо фізику, керуючу і мікросвітом, не оволоділа масами.

Астрономія стала перетворюватися, на півстоліття пізніше фізики, у Велику науку, де численні колективи працюють на гігантських установках. Величезну роль відіграв розвиток електроніки, що призвело до створення ефективних світлоприймачів.

Для Англо-Австралійського 4-го телескопа було розроблено пристрій, який за допомогою світловодів дозволяє одночасно отримувати спектри в області розміром чотири квадратних градуси. З 250 000 червоних зсувів галактик, які заплановано отримати, до весни 2001 р. було виміряно вже 150 000. У цій співпраці беруть участь 20 – 30 осіб. Найбільш масштабними є завдання Слоанівського чисельного огляду неба, для якого коштом мільйонера Слоана було побудовано ширококутний 3,5-м телескоп. Завданням огляду є виміряти, виходячи з кольорової фотометрії, червоні усунення приблизно мільйона галактик на чверті площі небосхилу. Тут задіяно вже 150 астрономів із 11 інститутів.

Серед перших уловів Слоанівського огляду було виявлення у 2001 р. квазара з червоним усуненням z=6,28. Проте вже наступного року цей рекорд було перекрито і чемпіоном виявився не квазар, а галактика. Як ми знаємо, квазари є галактиками з надзвичайно яскравим ядром, і їх легко знайти на великих відстанях. Зафіксувати червоне усунення такої далекої звичайної галактики вдалося, тому що світловий потік від неї було посилено в 4,5 рази завдяки ефекту гравітаційного лінзування. Ця галактика, що позначається HCM 6A, знаходиться в одній хвилині дуги від центру масивного скупчення галактик Abell 370, яке, знаходячись набагато ближче до нас, і послужило гравітаційною лінзою. Завдяки дії цього природного телескопа вдалося за допомогою 10-го телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафіксувати спектр галактики в інфрачервоному діапазоні. На довжині хвилі 9190 ангстрем було знайдено емісійну лінію, яка майже напевно є лінією Лайман-альфа, зсунутою червоним зміщенням. z=6,56 із ультрафіолетової області спектру.

Це ототожнення було підтверджено спостереженнями на сусідньому японському 8-му телескопі Subaru, які показали, що у більш далеких інфрачервоних смугах потік у тисячі разів слабший, ніж у цій емісійній лінії, що узгоджується з її ототожненням як лінії Лайман-альфа.

Наступний рекорд був поставлений нещодавно за допомогою одного з 8 телескопів (VLT) Південної Європейської обсерваторії на горі Паранал у Чилі. Знову використовувався ефект гравітаційної лінзи - шукалися слабкі галактики, видимі тільки в інфрачервоній області, поблизу центру багатого компактного скупчення галактик Abell 1835. червоному зміщенню z=10.0. Інші можливі ототожнення відкидаються, тому що в цьому випадку в спектрі мали б спостерігатися кілька сильних ліній (R.Pello et al., astro-ph/0403025

• Переклад

Частина зображення, отриманого в рамках спостереження Hubble eXtreme Deep Field, у комбінованому ультрафіолеті, видимому світлі та інфрачервоному випромінюванні – найглибшого погляду у Всесвіт з усіх, що ми робили. Різні видимі галактики знаходяться на різних відстанях і мають різне червоне зміщення, що дозволяє нам вивести закон Хаббла.

Всесвіт величезний, і на мільярди світлових років у всіх напрямках заповнений зірками та галактиками. З самого Великого вибуху світло подорожує, вирушаючи з кожного джерела, що його створило, і зовсім мала частина цього світла доходить до наших очей. Але світло не просто переміщається через простір з точки випромінювання і до того місця, де ми знаходимося сьогодні; крім цього, розширюється сама тканина простору.

Чим далі від нас знаходиться галактика, тим більше простір між нами розтягує – і зміщує у червону частину спектру – те світло, що врешті-решт прибуде до наших очей. Заглядаючи на все більш далекі відстані, бачимо збільшення червоного усунення. Якщо побудувати графік того, як видима швидкість видалення залежить від відстані, ми отримаємо красиве, прямолінійне взаємини: закон Хаббла. Але нахил цієї лінії, постійна Хаббла, насправді не постійний. І це одна з найсильніших помилок у всій астрономії.



Залежність червоного усунення від відстані для віддалених галактик. Точки, що не потрапляють на лінію, зміщені через різницю пекулярних швидкостей, але вони лише трохи відхиляються від загальної картини, що спостерігається. Початкові дані, отримані самим Едвін Хаббл, і вперше використані для демонстрації розширення Всесвіту, вміщаються в невеликий червоний прямокутник в лівому нижньому кутку.

Розширення Всесвіту ми розуміємо подвійно: теоретично і через спостереження. Спостерігаючи за Всесвітом, ми бачимо кілька важливих фактів, пов'язаних із розширенням:

• Всесвіт розширюється з однією швидкістю в усіх напрямках.
• Що далі галактика, то швидше вона від нас віддаляється.
• Все це правильно тільки в середньому.

Двовимірний зріз найближчих до нас ділянок Всесвіту, щільність яких вища (червона) і нижча (синя/чорна) середнього значення. Лінії і стрілки показують напрями пекулярних швидкостей, але вся ця картина включена в тканину простору, що розширюється.

Але ця проблема не є непереборною. У Всесвіті є не просто кілька галактик, відстань та червоне усунення яких ми можемо виміряти; ми провели такі виміри буквально для мільйонів галактик. Величезну кількість галактик ми можемо згрупувати так, щоб кожна група знаходилася на певній середній відстані від нас, і ми могли б підрахувати їхнє середнє червоне усунення. Після такої процедури виявляємо прямолінійну залежність, що визначає закон Хаббла.

Але ось у чому сюрприз. Якщо зазирнути досить великі відстані, стає видно, що швидкість розширення не підпорядковується прямолінійному закону, і починає закруглюватися.

Залежність швидкості видимого розширення (вісь у) від відстані (вісь х) відповідає тому, що Всесвіт у минулому розширювався швидше, проте розширюється і сьогодні. Це сучасна (2014 рік) версія роботи Хаббла, що поширюється на відстані у тисячі разів більші. Зауважимо, що точки не формують пряму лінію, отже, швидкість розширення з часом змінюється.

Використовуючи термін «постійна Хаббла», ми маємо на увазі нахил цієї лінії. Якщо це не лінія – тобто, якщо її нахил змінюється – це говорить про те, що хаблівська швидкість розширення Всесвіту не є константою! Ми називаємо її постійної Хаббла тому, що Всесвіт розширюється з однією і тією ж швидкістю в будь-якій її точці: постійна Хаббла постійна у просторі.

Але швидкість розширення і значення постійної Хаббла змінюються з часом. Це не загадка, а те, чого слід очікувати. Щоб це зрозуміти, погляньмо на це з іншого погляду: теоретичної.

Ітан Сігель на тлі гіперстіни Американського астрономічного товариства у 2017 році, разом із першим рівнянням Фрідмана, праворуч.
#МоєУлюбленеРівняння
Перше рівняння Фрідмана передбачає швидкість розширення Всесвіту на підставі його вмісту

Перше рівняння Фрідмана виходить у нас, якщо почати з Всесвітом, рівномірно заповненим матерією, випромінюванням та іншими формами енергії. Єдині припущення, що використовуються тут, – Всесвіт ізотропний (однаковий у всіх напрямках), гомогенний (має однакову щільність всюди) і підпорядковується Загальній теорії відносності. Прийнявши це, ви отримуєте взаємини величини H, швидкості Хаббла (ліворуч) та різних форм матерії та енергії Всесвіту (праворуч):

Перше рівняння Фрідмана, як його зазвичай записують сьогодні. Ліва частина визначає швидкість розширення та еволюцію простору-часу, а права включає всі різні форми матерії та енергії, а також просторову кривизну

Що цікаво, з розширенням Всесвіту щільності матерії, випромінювання та енергії можуть змінюватися. Наприклад, з розширенням Всесвіту збільшується її обсяг, але загальна кількість частинок залишається постійним. Це означає, що в Всесвіті, що розширюється:

• щільність матерії падає як a-3,
• щільність випромінювання падає, як a -4 ,
• щільність темної енергії залишається постійною, і еволюціонує, як a 0

Як матерія (вгорі), випромінювання (у середині) і космологічна константа (внизу) розвиваються з часом у Всесвіті, що розширюється.

Всесвіт із більшою щільністю енергії розширюється швидше. І навпаки, всесвіт із меншою щільністю енергії розширюється повільніше. З віком Всесвіт розширюється: при розширенні матерія та випромінювання стають менш щільними; зі зменшенням щільності зменшується швидкість розширення. У будь-який час швидкість розширення визначає значення постійної Хаббла. У далекому минулому швидкість розширення була набагато більшою, а сьогодні – найменша.

Різні компоненти та вклади в щільність енергії Всесвіту та періоди їх домінування. Якби космічні струни або стіни доменів існували в якійсь значній кількості, вони вносили б істотний внесок у розширення Всесвіту. Можуть навіть бути і якісь інші компоненти Всесвіту, яких нам уже більше не видно, або які ще збираються проявити себе! До сьогодні темна енергія домінує, матерія досить важлива, а випромінюванням можна знехтувати.

То чому ж дуже віддалені галактики підкоряються цьому прямолінійному співвідношенню? Тому що весь світ, який прибуває до наших очей, від світла, випущеного сусідньою галактикою, до світла, випущеного галактикою, що знаходиться в мільярдах світлових років від нас, до моменту підходу до нас досягає віку 13,8 млрд років. До часу приходу світла все у Всесвіті прожило той самий Всесвіт, що постійно змінюється, що і ми. Постійна Хаббла в минулому, коли була випущена більша частина світу, була вищою, але на те, щоб це світло прибуло до наших очей, пішло мільярди років.

Світло може бути випущено з різною довжиною хвилі, але розширення Всесвіту розтягне його в дорозі. Світло, випущене галактикою 13,4 млрд років тому в ультрафіолеті, буде зсунуто в інфрачервоний діапазон.

Згодом Всесвіт розширювався, отже, довжина хвилі світла збільшувалася. Темна енергія стала досить важливою лише в останні 6 млрд років, і ми дійшли до моменту, коли вона досить швидко стає єдиним компонентом Всесвіту, що впливає на швидкість її розширення. Якби ми повернулися в той час, коли Всесвіт був вдвічі молодшим, то швидкість розширення була б на 80% більшою за сьогоднішню. А коли Всесвіту було 10% від поточного віку, швидкість розширення була у 17 разів більша, ніж сьогодні.

Коли Всесвіт стане вдесятеро старшим, ніж сьогодні, його швидкість розширення складе 18% від сьогоднішньої.

Блакитним зафарбований діапазон можливих невизначеностей того, як щільність темної енергії може відхилятися у минулому та майбутньому. Дані вказують на наявність справжньої космологічної «константи», але інші можливості поки що ніхто не відкинув. На жаль, перетворення матерії на випромінювання не може бути кандидатом на темну енергію; в результаті його те, що раніше поводилося, як матерія, просто веде себе, як випромінювання.

Все через наявність темної енергії, яка поводиться як космологічна константа. У далекому майбутньому матерія та випромінювання стануть відносно неважливими порівняно з темною енергією, а отже, щільність енергії Всесвіту залишатиметься постійною. У таких умовах швидкість розширення досягне стійкої та кінцевої величини, і таким і залишиться. У далекому майбутньому постійна Хаббла стане постійною у просторі, а й у часі.

У далекому майбутньому, вимірявши швидкість та відстань до всіх видимих ​​об'єктів, ми отримаємо однаковий нахил цієї лінії всюди. Постійна Хаббла стане постійною.

Відносна важливість різних компонентів енергії Всесвіту у різний час у минулому. Коли темна енергія наблизиться в майбутньому до позначки в 100%, щільність енергії Всесвіту залишатиметься постійною на скільки завгодно великому проміжку часу.

Якби астрономи точніше поводилися зі словами, вони б назвали H параметром Хаббла, а чи не постійної Хаббла, оскільки вона змінюється згодом. Але кілька поколінь поспіль ми могли вимірювати відносно невеликі відстані, і H здавалася постійною, тому ми не стали її перейменовувати. Нам доводиться лише уточнювати, що H це функція часу, і лише сьогодні – ми називаємо її H 0 - вона стала. Насправді параметр Хаббла змінюється згодом, і залишається постійним лише у всьому просторі. Але якби ми дожили до далекого майбутнього, ми побачили б, що H рано чи пізно перестає змінюватися. Сьогодні ми можемо ретельно розділяти реальні постійні величини і ті, що змінюються згодом, але в найближчому майбутньому завдяки темній енергії цієї різниці вже не буде.

, квазара) зі швидкістю його видалення. Зазвичай позначається буквою H. Має розмірність, обернену часу ( H≈ 2,2⋅10 −18 с −1), але зазвичай виражається в км/с на мегапарсек .

Значення

Найбільш надійна оцінка постійної Хаббла на 2013 рік. 67,80 ± 0,77 (км/с)/Мпк. У 2016 році ця оцінка була уточнена до 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк. Таким чином, в сучасну епоху дві галактики, розділені відстанню в 1 Мпк, в середньому розлітаються зі швидкістю близько 67 км/с. У моделях Всесвіту, що розширюється, постійна Хаббла змінюється з часом, але термін «постійна» виправданий тим, що в кожен даний момент часу у всіх точках Всесвіту постійна Хаббла однакова.

Вік Всесвіту в рамках моделі ΛCDM становить близько (4,354 ± 0,012)⋅10 17 с або (13,798 ± 0,037)⋅10 9 років.

Слід зазначити, що вимірювання різними методами дають дещо різняться значення постійної Хаббла. Вказані вище значення отримані за допомогою вимірювання параметрів реліктового випромінювання на космічній обсерваторії «Планк». Опубліковані у 2016 році виміри «місцевого» (в межах до < 0,15 ) значения постоянной Хаббла путём вычисления расстояний до галактик по светимости наблюдающихся в них цефеид на космическом телескопе Хаббла дают оценку в 73,24 ± 1,74 (км/с)/Мпк, Що на 3,4 сигми(на 7-8%) більше, ніж визначено за параметрами реліктового випромінювання. Причини цієї розбіжності оцінок поки що невідомі.

Похідні постійні

Величина, зворотна постійної Хаббла ( хабблівський час t H = 1/H), має сенс характерного часу розширення Всесвіту на даний момент. Для сучасного значення постійної Хаббла, що дорівнює 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк(або (2,169 ± 0,020)⋅10 −18 c −1), хаблівський час дорівнює (4,61 ± 0,05)⋅10 17 с (або (14,610 ± 0,016)⋅10 9 років). Часто використовують ще одну похідну константу, хабблівська відстань, що дорівнює добутку хабловского часу на швидкість світла : D H = ct H = c/H . Для вищевказаного значення постійної Хаббла хаблівська відстань дорівнює (1,382 ± 0,015)⋅10 26 м або (14,610 ± 0,016)⋅10 9

Якщо хтось думає, що слово «розбігатися» має суто спортивний, у крайньому випадку, «антиподружній» характер, то помиляється. Існують набагато цікавіші тлумачення. Наприклад, космологічний Закон Хаббла свідчить у тому, що розбігаються… галактики!

Три види туманностей

Уявіть: у чорному, величезному безповітряному просторі тихо і повільно віддаляються один від одного: «Прощавай! Прощай! Прощай!». Мабуть, залишимо осторонь «ліричні відступи» і звернемося до наукових відомостей. У 1929 році найвпливовіший астроном XX століття американський вчений Едвін Пауелл Хаббл (1889-1953) дійшов висновку: відбувається неухильне розширення Всесвіту.

Людина, все своє свідоме життя присвятив розгадці структури космосу, народився Маршфілді З молодих нігтів цікавився астрономією, хоча у результаті став дипломованим юристом. Після закінчення Кембриджського університету Едвін працював у Чикаго, в Йоркській обсерваторії. У Першу світову війну (1914-1918 рр.) воював. Фронтові роки лише відсунули відкриття часу. Сьогодні весь науковець знає, що таке постійна Хаббла.

На шляху до відкриття

Повернувшись із фронту, вчений звернув свій погляд на високогірну обсерваторію Маунт-Вілсон (штат Каліфорнія). Його взяли туди працювати. Закоханий в астрономію, молодик проводив чимало часу, дивлячись в об'єктиви величезних телескопів розміром 60 і 100 дюймів. Для того часу – найбільші, майже фантастика! Над приладами винахідники працювали майже десятиліття, досягаючи максимально можливого збільшення та чіткості зображення.

Нагадаємо, видимий кордон Всесвіту називається Метагалактикою. Вона виходить до стану на момент Великого Вибуху (космологічна сингулярність). Сучасні положення свідчать, що значення постійних фізичних однорідні (мається на увазі швидкість світла, елементарний заряд та ін). Вважається, що Метагалактика вміщує 80 мільярдів галактик (дивовижна цифра звучить ще так: 10 секстильйонів та 1 септильйон зірок). Форма, маса і розмір - для Всесвіту це зовсім інші, ніж прийняті Землі, поняття.

Загадкові цефеїди

Щоб обґрунтувати теорію, що пояснює розширення Всесвіту, були потрібні тривалі глибокі дослідження, складні зіставлення та обчислення. На початку двадцятих років XX століття вчорашній солдат нарешті зміг класифікувати туманності, що спостерігаються окремо від Чумацького шляху. Відповідно до його відкриття, вони спіральні, еліптичні та неправильні (три види).

У найближчій до нас зірковій системі, але не найближчій спіральній туманності Андромеди, Едвін розглянув цефеїди (клас пульсуючих зірок). Закон Хаббла став як ніколи близьким до свого остаточного формування. Згідно з його висновками, Андромеда містить приблизно один трильйон зірок (у 2,5-5 разів більше Чумацького шляху).

Константа

Деякі вчені, пояснюючи природу цефеїдів, порівнюють їх із надувними гумовими м'ячами. Вони то збільшуються, то зменшуються, то наближаються, віддаляються. Променева швидкість при цьому коливається. При стисканні температура "мандрівниць" збільшується (хоча поверхня зменшується). Пульсуючі зірки є незвичайним маятником, який, рано чи пізно, зупиниться.

Як та інші туманності, Андромеда охарактеризована вченим, як острівне вселенське простір, що нагадує нашу галактику. У 1929 році Едвін виявив: променеві швидкості галактик та їх відстані взаємопов'язані, лінійно залежні. Було визначено коефіцієнт, що виражається у км/с на мегапарсек так звана постійна Хаббла. Розширюється Всесвіт - змінюється константа. Але в конкретний момент у всіх точках системи всесвіту вона однакова. У 2016 році – 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк.

Уявлення про систему світобудови, що продовжує еволюцію, що розширюється, тоді одержали наглядову основу. Процес активно вивчався астрономом до початку Другої світової війни. 1942 року він очолив Відділ зовнішньої балістики на Абердинському випробувальному полігоні (США). Хіба про це мріяв сподвижник, мабуть, найзагадковішої науки на світі? Ні, йому хотілося «розшифровувати» закони таємних куточків далеких галактик! Щодо політичних поглядів, то астроном відкрито засуджував лідера Третього рейху Адольфа Гітлера. Наприкінці свого життя Хаббл уславився потужним противником застосування зброї масового ураження. Але повернемось до туманностей.

Великий Едвін

Багато астрономічних константів з часом коригуються, з'являються нові відкриття. Але всі вони не йдуть порівняно із Законом розширення Всесвіту. Знаменитого астронома XX століття Хаббла (з часів Коперника рівних йому не було!) ставлять в один ряд із засновником експериментальної фізики Галілео Галілеєм та автором новаторського висновку про існування зіркових систем Вільямом Гершелем.

Ще до того, як було відкрито закон Хаббла, його автор став членом Національної академії наук Сполучених Штатів Америки, пізніше академій у різних країнах, має безліч нагород. Багато хто, напевно, чув про те, що понад десять років тому виведено на орбіту і успішно діє космічний телескоп «Хаббл». Це ім'я носить одна з малих планет, що обертаються між орбітами Марса та Юпітера (астероїд).

Буде не зовсім справедливо стверджувати, що астроном тільки мріяв про увічнення свого імені, але є непрямі свідчення того, що Едвін любив привернути увагу. Збереглися фото, де він весело позує поряд із кінозірками. Трохи нижче ми розповімо про його спроби зафіксувати досягнення на лауреатському рівні, ще й таким чином увійти в історію космології.

Метод Генрієти Лівітт

Знаменитий британський астрофізик у своїй книзі "Коротка історія часу" писав, що "відкриття того, що Всесвіт розширюється, стало найбільшою інтелектуальною революцією XX століття". Хаббл був досить удачливим, щоб опинитися в потрібному місці в потрібний час. Обсерваторія Маунт-Вільсон була центром спостережної роботи, що лежить в основі нової астрофізики (яка пізніше отримала назву космології). Найпотужніший на Землі телескоп Хукера лише вступив у дію діючих.

Але постійна Хаббла навряд чи була відкрита лише на підставі везіння. Потрібні були терпіння, завзятість, вміння перемагати наукових суперників. Так, американський астроном Харлоу Шеплі пропонував свою модель Галактики. Його вже знали, як вченого, який визначив розміри Чумацького Шляху. Він широко застосовував методику визначення відстаней за цефеїдами, використовуючи методику, складену в 1908 Генрієтто Суон Лівітт. Вона встановлювала відстань до об'єкта, спираючись на стандартні варіації світла від яскравих зірок (змінні цефеїди).

Не пил та газ, а інші галактики

Харлоу Шеплі вважав, що ширина галактики 300 000 світлових років (приблизно в десять разів вище за допустиме значення). Однак Шеплі, як і більшість астрономів того часу, був упевнений: Чумацький Шлях – це і є весь Всесвіт. Незважаючи на припущення, вперше зроблене Вільямом Гершелем у XVIII столітті, він поділяв поширену думку, що всі туманності для відносно довколишніх об'єктів - лише плями пилу і газу в небі.

Скільки гірких, холодних ночей провів Хаббл, сидячи біля потужного телескопа Хукера, перш ніж зміг довести, що Шеплі не має рації. У жовтні 1923 року Едвін помітив у М31 туманності (сузір'я Андромеди) «об'єкт, що спалахнув» і припустив, що він не відноситься до Чумацького Шляху. Після ретельного вивчення фотопластин, на яких була відображена та сама площа, раніше досліджена іншими астрономами, у тому числі Шеплі, Едвін зрозумів, що це цефеїда.

Виявлено Космос

Хабл використовував метод Шеплі для вимірювання відстані до змінної зірки. Виявилося, що воно обчислюється мільйонами світлових років від Землі, що далеко за межами Чумацького Шляху. Сама галактика містить мільйони зірок. Відомий Всесвіт різко розширився того ж дня і - у певному сенсі - був виявлений сам Космос!

Газета "Нью-Йорк Таймс" писала: "Виявлені спіральні туманності є зірковими системами. Лікар Hubbel (так в оригіналі) підтверджує думку, що вони схожі на "острівні всесвіти", схожі на нашу власну". Відкриття мало велике значення для астрономічного світу, але найбільший момент Хаббла був ще попереду.

Жодної статичності

Як ми говорили, перемога до «Коперника №2» прийшла у 1929 році, коли він класифікував усі відомі туманності та виміряв їх швидкості від спектрів випромінюваного світла. Його вражаюча знахідка, що всі галактики відступають від нас зі швидкостями, що збільшуються пропорційно їх віддаленості від Чумацького Шляху, вразила світ. Закон Хаббла скасував традиційне уявлення про статичний Всесвіт і показав, що сам він сповнений динаміки. Сам Ейнштейн схиляв голову перед такою приголомшливою спостережливістю.

Автор теорії відносності підкоригував власні рівняння, якими доводив розширення Всесвіту. Тепер Хаббл показав, що Ейнштейн мав рацію. Хабловский час - величина, зворотна постійної Хаббла (t H = 1/H). Це характерний час розширення Всесвіту на даний момент.

Вибухнули і розлетілися

Якщо постійна у 2016 році дорівнює 66,93 ± 0,62 (км/с)/Мпк, то розширення в даний час характеризується такими цифрами: (4,61 ± 0,05) · 10 17 с або (14,610 ± 0,016) · 109 років. І знову трохи гумору. Оптимісти кажуть: це добре, що галактики розбігаються. Якщо уявити, що вони зближуються, рано чи пізно настав би Великий вибух. Але саме з нього почалося зародження Всесвіту.

Галактики «рванули» (почали рух) у різні боки одночасно. Якби швидкість видалення була пропорційної відстані - теорія вибуху безглузда. Ще одна похідна константа – хаблівська відстань – добуток часу на швидкість світла: D H = ct H = c/H. В даний момент - (1,382 ± 0,015) · 10 26 м або (14,610 ± 0,016) · 10 9 світлових років.

І знову про надувну кулю. Є думка, що навіть астрономи не завжди правильно трактують розширення Всесвіту. Частина знавців вважає, що вона роздмухується, немов гумова куля, не знаючи жодних фізичних обмежень. Самі галактики при цьому не тільки віддаляються від нас, а й хаотично «метушаться» усередині нерухомих скупчень. Інші запевняють, що далекі галактики «спливають» уламками Великого вибуху, але роблять це статечно.

Міг би стати Нобелівським лауреатом

Хаббл намагався здобути Нобелівську премію. Наприкінці 1940-х навіть наймав рекламного агента (зараз його назвали б піар-менеджер), щоб той просунув справу. Але зусилля були марними: категорій для астрономів не існувало. Едвін помер у 1953 році, під час наукових досліджень. Протягом кількох ночей він спостерігав позагалактичні об'єкти.

Його остання честолюбна мрія залишилася нездійсненою. Але вчений, напевно, порадувався б тому, що на його честь названий космічний телескоп. І покоління братів розумом продовжують досліджувати величезний і чудовий простір. Воно досі таїть чимало загадок. Скільки відкриттів попереду! І похідні постійні Хаббла, мабуть, допоможуть комусь із молодих вчених стати «Коперником №3».

Заперечуючи Аристотеля

Що буде доведено чи спростовано, як тоді, коли в пух і порох полетіла теорія про нескінченність, вічність і незмінність простору навколо Землі, яку підтримував сам Аристотель? Він приписував Всесвіту симетрію та досконалість. Космологічний принцип підтвердив: усе тече, змінюється.

Є думка, що за мільярди років небеса будуть порожні та темні. Розширення «понесе» галактики за космічний обрій, звідки світло не зможе дійти до нас. Чи буде актуальною стала Хаббла для порожнього Всесвіту? Що станеться з наукою космологією? Вона зникне? Усе це припущення.

Червоне усунення

Поки телескоп «Хаббл» зробив знімок, який свідчить: до всесвітньої порожнечі нам поки що далеко. У професійному середовищі йде думка, що цінне відкриття Едвіна Хаббла, але не його закон. Однак саме він був майже одразу визнаний у наукових колах того часу. Спостереження «червоного усунення» непросто завоювало декларація про існування, воно актуальне й у ХХІ столітті.

І сьогодні, визначаючи відстань до галактик, спираються на супервідкриття вченого. Оптимісти стверджують: навіть якщо наша галактика залишиться єдиною, «нудьгувати» нам не доведеться. Існуватимуть мільярди карликових зірок та планет. А отже, поряд з нами, як і раніше, будуть «паралельні світи», які потрібно буде досліджувати.