2.9. Расстояния в астрономии
Значение параметра Хаббла, полученное самим Хабблом, составляло около 500 (км/с)/Мпк, что примерно в 7 раз больше современной оценки. Ошибка была связана с неправильным определением расстояний до галактик. Дело в том, что расстояния в астрономии определяются довольно сложным образом. Нередко мы куда точнее знаем отношение расстояний до объектов, чем их абсолютные значения. Так, из закона Кеплера можно с большой точностью получить отношение диаметров орбит разных планет Солнечной системы. Однако для определения абсолютных величин нужно измерить расстояние до Солнца хотя бы одной планеты, например Земли. Поэтому астрономы ввели специальную единицу измерения расстояния, называемую астрономической единицей (а.е.), которая равна среднему расстоянию от Земли до Солнца. Через нее выражается парсек. В то время астрономы знали диаметры орбит планет Солнечной системы в астрономических единицах с куда большей точностью, чем значение самой астрономической единицы. Уточняя значение астрономической единицы (современная оценка 1 а.е. = 149 97 870,7 км), астрономы одновременно уточняли и абсолютные расстояния. Для внегалактической астрономии роль «линейки» играли расстояния, полученные по периодам изменения особого класса переменных звезд, называемых цефеидами. Именно они и использовались Хабблом для определения расстояния до галактик. Однако в то время было неизвестно, что существует несколько разных типов цефеид, причем цефеиды, наблюдавшиеся в других галактиках, были другого типа, чем те, которые использовались для определения масштаба расстояний в нашей Галактике. В результате оценки возраста Вселенной, основанные на значении постоянной Хаббла, полученной им самим, составляли всего пару миллиардов лет, что было меньше возраста некоторых геологических пород на Земле.
Отметим, что не стоит применять закон Хаббла v = Hr для объектов, находящихся на больших расстояниях. Дело в том, что из-за кривизны пространства и ряда других факторов понятия расстояния и скорости становятся не столь очевидными, как в плоском пространстве. В частности, вводятся несколько видов расстояний, которые мало отличаются для близких объектов, но могут существенно отличаться для далеких. А разным расстояниям соответствуют разные скорости.
Точно ли выполняется закон Хаббла? Конечно же, нет. За примерами далеко ходить не нужно: ближайшая к нам галактика Андромеды движется по направлению к нам, т. е. ее лучевая скорость отрицательна. Закон Хаббла получен статистически и описывает только ту часть скорости, которая связана с расширением Вселенной. Кроме нее галактики участвуют в нехаббловских движениях, связанных с неоднородностями плотности, проще говоря – падают на области с повышенной плотностью. Такие области в астрономии называются аттракторами. Ближайшим к нам аттрактором является скопление галактик в созвездии Девы, дальше – так называемый Великий аттрактор (это название он получил, когда о других аттракторах еще не знали), расположенный в созвездиях Гидры, Кентавра, Павлина, Индейца и Телескопа, в противоположном от него направлении – сверхскопление Персея – Рыб, и еще дальше, позади Великого аттрактора, – сверхскопление Шепли, находящееся в созвездии Кентавра на расстоянии около 650 млн св. лет. Безусловно, аттракторы имеются и на бо́льших расстояниях. Существуют и области пониженной плотности – пустоты или войды. Они приводят к появлению нехаббловских движений по направлению от войдов.
Разделить хаббловскую и нехаббловскую компоненты скорости очень сложно, особенно для близких галактик. К счастью, скорости нехаббловских движений обычно не очень велики и для галактик на расстоянии 100–200 Мпк закон Хаббла выполняется с большой точностью. С его помощью определяют один из видов расстояния (их довольно много) до далеких галактик, которое называется расстоянием по красному смещению.
Но куда чаще астрономы просто приводят красное смещение, как величину, непосредственно измеряемую при наблюдениях, и не указывают рассчитанное по нему расстояние до галактик.
Красное смещение дает одно из двух дополняющих друг друга современных решений парадокса Ольберса. Свет от далеких галактик испытывает красное смещение, в результате чего падает его энергия и спектр смещается в невидимую для человеческого глаза область длин волн.
Глава 3
Ранняя Вселенная
3.1. Большой взрыв
Итак, к 1930-м гг. стало понятно – Вселенная расширяется, что наглядно проявляется в разбегании галактик. Но ответ на вопрос о том, имела ли Вселенная начало, называемое также Большим взрывом, был не столь очевиден, как кажется на первый взгляд. Концепция Большого взрыва была предложена Леметром в 1931 г., а сам термин был предложен Фредом Хойлом в 1949 г.
[37]
Дело в том, что значение постоянной Хаббла в прошлом могло значительно отличаться от современного. Если бы оно было больше, это означало, что оценка времени существования Вселенной является завышенной и Большой взрыв неизбежно должен был быть. С подобной ситуацией мы имеем дело во всех типах модели Фридмана, в которых постоянная Хаббла падает по мере увеличения возраста Вселенной, отсчитываемого от Большого взрыва. Закон, по которому меняется постоянная Хаббла, зависит от того, чем преимущественно заполнена Вселенная. Если Вселенная заполнена так называемой «холодной» материей, т. е. частицами и объектами, скорости которых существенно меньше скорости света, например звездами, пылью, межзвездным газом, то падение постоянной Хаббла происходит по одному закону. Если материя представлена в виде частиц, движущихся со скоростью, равной (например, фотонов – квантов электромагнитного излучения) или близкой (например, нейтрино, которое, по современным представлениям, имеет малую ненулевую массу покоя) к скорости света, то падение происходит быстрее. В любом случае в момент Большого взрыва постоянная Хаббла для модели Фридмана бесконечно велика.
Но если постоянная Хаббла была меньше, чем в настоящее время, можно допустить ситуацию, когда галактики разлетались до современного состояния в течение бесконечного промежутка времени, т. е. в таких моделях Вселенная существовала всегда и Большого взрыва просто не было. Примером таких моделей является решение де Ситтера, в котором Вселенная пуста, но существует космологическая постоянная. В этом случае размеры Вселенной экспоненциально возрастают со временем, т. е. раньше она была существенно меньше. В этой модели нет Большого взрыва. Однако против моделей без Большого взрыва существует, казалось бы, убедительный аргумент. Раз галактики разбегаются, то в прошлом они располагались ближе друг к другу. Отправляясь во все более далекое прошлое, мы получаем Вселенную с очень большой плотностью материи.
Тем не менее астрономы придумали модель вечно расширяющейся Вселенной, в которой в прошлом мы наблюдали бы точно такую же картину, как и сейчас. Эта удивительная модель, предложенная Фредом Хойлом и Джаянтом Нарликаром, называется стационарной и имеет черты как статической модели Эйнштейна (ничего не меняется со временем), так и динамической модели Фридмана (Вселенная расширяется). Создатели этой теории выдвинули так называемый «идеальный космологический принцип», или абсолютный принцип Коперника. Обычный принцип Коперника утверждает, что свойства Вселенной одинаковы во всех точках пространства. Этот принцип возник из осознания того, что Земля не является центром Вселенной и ее расположение не является чем-то особенным. «Идеальный» космологический принцип добавляет к этому независимость от времени. Стремление к идеальному миру в сочетании с отсутствием в то время прямых доказательств существования Большого взрыва привело к появлению таких странных идей.
