[вернуться к содержанию сайта]

    Активные галактики замечательны, но они не идут ни в какое сравнение с группой таинственных загадочных объектов, впервые обнаруженных в 60-х годах. Уже хорошо знакомые с радиогалактиками и разного рода местными источниками в Млечном Пути астрономы стали находить нечто новое — крохотные яркие радиоисточники, которые не удавалось связать ни с одним из известных объектов (рис. 50). На вид они были маленькими как звёзды, но находились в областях неба, где не было галактик, остатков сверхновых или областей HII. По мере уточнения их положений недоумение росло. Оказалось, что положения этих ярких радиоисточников совпадают с положениями слабых звёзд.

Рис. 50. Карты распределения радиоизлучения и оптической яркости (на врезке) для квазара, известного как 0957 + 227

    Сначала открывшие их астрономы назвали эти объекты “квазизвёздными радиоисточниками”. Это громоздкое название вполне годилось, пока было известно всего два или три таких объекта, но по мере открытия всё новых экземпляров возникла необходимость в более коротком наименовании. Надо было выбрать между сокращением КЗО (КвазиЗвёздный Объект) и термином, составленным из фрагментов отдельных слов названия — quasi-stellar radio source (квазизвёздный радиоисточник) — quasar, или по-русски квазар. Вскоре наиболее распространённым стало легко запоминающееся и экзотически звучащее слово “квазар”, которое с тех пор начали использовать для названий всевозможных неастрономических объектов от телевизоров до авиационных фонарей.

    В следующем году тайна спектра была разгадана. В 1961 г. на Паломарском телескопе был получен спектр самого яркого из квазизвёздных радиоисточников — квазара 13-й величины 3С 273 (фото LXX). Спектр на проявленной пластинке был очень похож на спектр 3С 48: на фоне слабого непрерывного спектра виднелся ряд ярких эмиссионных линий. Но среди множества линий можно было узнать набор, не наблюдавшийся в спектре другого квазара. Линии находились не на своих местах, но их взаимное расположение, интервалы между ними и интенсивности были в точности такими, как надо. Однако весь набор линий как целое был смещён в красную сторону спектра (рис. 51). Эти во всех остальных отношениях нормальные линии были так сильно сдвинуты в красную сторону, что чуть было не остались неузнанными. Кстати, в спектре 3С 48 были те же самые линии, но сдвинутые ещё дальше в красном направлении. В этом случае серию не удалось опознать из-за того, что некоторые из известных линий оказались смещёнными за пределы спектра!

Рис. 51. Красные смещения квазаров подобны таковым у обычных галактик, но обычно их значения гораздо больше

    Наиболее вероятным объяснением красных смещений стала так называемая космологическая гипотеза: подобно галактикам, квазары удаляются от нас в рамках общего расширения Вселенной и получаемые из красных смещений громадные скорости квазаров говорят о том, что они находятся на расстоянии самых далёких галактик. Красные смещения некоторых квазаров гораздо больше, чем у любой исследованной галактики, — этот факт ставит нас перед ещё одной проблемой. Галактики с такими большими красными смещениями не наблюдаются просто потому, что на таких расстояниях они слишком слабые, чтобы их можно было увидеть и измерить. Это означает, что по светимости квазары превосходят даже самые яркие из галактик. Например, светимость 3С 273 примерно в 100 раз больше светимости нормальной гигантской галактики, и при этом объект выглядит как звезда.

    Космологическая интерпретация казалась настолько немыслимой, что многие астрономы стали в конце концов считать квазары местными объектами. Быть может, это звёзды каким-то образом выстреливаемые из нашей Галактики с чудовищными скоростями? Или, может быть, красное смещение вызвано каким-то новым физическим явлением, отличным от эффекта Доплера? Последняя возможность, казалось, получила подтверждение, когда астрономы обнаружили близко расположенные изображения двух и более объектов с совершенно различными красными смещениями (рис. 54). Согласно одной из гипотез, эти объекты демонстрировали какой-то неожиданный эффект старения света, при котором его длина волны меняется со временем. Но эта гипотеза, по-видимому, несостоятельна: в настоящее время большинство астрономов считает близко расположенные на небе изображения простыми оптическими совпадениями — на самом деле объекты находятся на совершенно различных расстояниях.

Рис. 54. Один из загадочных случаев, когда необычный объект с большим красным смещением (в данном случае галактика с эмиссионными линиями, известная как Маркарян 205) оказывается связанным с галактикой с небольшим красным смещением, NGC 4319

    В пределах нескольких миллионов километров астрономы нашли удивительно надёжные – с точностью лучше одной миллионной (1:10⁶) — способы измерения расстояний. Но во внегалактическом пространстве, где расстояния измеряются единицами 10²⁰—10²⁴ км, имеющиеся методы применимы с трудом и точность их невелика. Учитывая огромную трудность задачи, мы должны чувствовать себя счастливыми уже оттого, что в настоящее время спор может идти всего лишь о 50 %-ной неопределённости. Но такова природа науки, и нам хочется знать расстояния с гораздо большей точностью. Героические усилия по максимальному совершенствованию методов привели к удивительной ситуации, когда исследователи разделились на сторонников двух очень различных подходов к проблеме и появились две явно разные шкалы расстояний.

    Первой задачей Хаббла было определение расстояний до членов Местной группы. Особое внимание он уделил галактикам М 31, М 33 и NGC 6822, где им были открыты цефеиды, для которых можно было использовать зависимость период–светимость. Результаты Хаббла для этих трёх галактик вместе с данными Шепли для Магеллановых Облаков и проведёнными Бааде исследованиями разрешаемых на звёзды галактик Местной группы образовали базу и первую ступень трехступенчатой хаббловской шкалы расстояний во Вселенной. Теперь, благодаря пересмотренной зависимости период–светимость для цефеид и более точным оценкам блеска слабых звёзд, у нас есть более качественные оценки расстояний до этих галактик. Все эти галактики оказались в два-три раза дальше, чем вначале считал Хаббл. Но расстояния до галактик Местной группы до сих пор остаются фундаментом большинства шкал расстояний.

    Далее план Хаббла состоял в использовании близких галактик и их расстояний для калибровки светимостей более ярких, чем цефеиды, объектов с тем, чтобы измерять расстояния до более далёких областей пространства, где цефеиды уже недоступны 100-дюймовому телескопу. Испробовав объекты разных типов, включая красные гиганты, звёздные скопления, области HII, новые и т. д. Хаббл обнаружил, что максимальные светимости ярчайших звёзд во всех галактиках довольно одинаковы и мало меняются при переходе от одной галактики к другой. Следовательно, видимый блеск самых ярких звёзд галактики зависит от расстояния до галактики от наблюдателя. Большая коллекция пластинок многочисленных галактик с разрешаемыми ярчайшими звёздами дала Хабблу в руки доказательства обоснованности его подхода. Хаббл собрал оценки блеска ярчайших звёзд в большом списке галактик и в качестве второго шага прокалибровал расстояния до них, сравнивая эти значения блеска со светимостями самых ярких звёзд в галактиках Местной группы, расстояния до которых были известны по цефеидам. Наконец, хаббловский список разрешаемых на звёзды галактик дал ему оценку полной светимости галактик и дисперсии этой величины. Далее, на третьем шаге он применил эти значения светимостей к ещё более далёким галактикам за пределом, где разрешаются отдельные звёзды. Этот последний шаг можно было “дотянуть” до края видимой Вселенной, и он подвёл Хаббла к самому честолюбивому и грандиозному из его замыслов – определению размеров и формы всей Вселенной.

    В этот период Хаббл, В. М. Слайфер, Мильтон Хьюмасон и другие астрономы занимались фотографированием спектров галактик и обнаружили, что некоторые из галактик, согласно результатам измерений доплеровского смещения спектральных линий, движутся с поразительными скоростями*). В 1928 г. космолог Н. П. Робертсон обратил внимание на корреляцию этих скоростей с блеском галактик — скорости далёких галактик больше у более слабых объектов. Примерно в это же время Хаббл показал, что это свидетельствует о таком расширении Вселенной, что скорость относительного движения галактик прямо пропорциональна расстоянию между ними. Почти у всех галактик наблюдались красные смещения, что говорило о том, что они от нас удаляются: голубые смещения были лишь у нескольких галактик нашей Местной группы и у нескольких членов близких скоплений. Например, оказалось, что галактика в Андромеде движется к нам со скоростью 300 км/с. Но это частично связано с её членством в гравитационно взаимодействующей группе (быть может, мы с ней находимся в квазиорбитальном движении) и частично с орбитальным движением нашего Солнца в Млечном Пути. Но все более далёкие галактики от нас удаляются. Например, средняя скорость удаления от нас галактик скопления в созвездии Девы составляет 1000 км/с. В настоящее время астрономы обнаружили объекты, удаляющиеся со скоростями, равными 80 и более процентов скорости света. Связь между скоростями галактик и расстояниями до них известна под названием закона Хаббла, а коэффициент пропорциональности называется постоянной Хаббла Н (рис. 41). Сейчас исследователи обычно обозначают её Н₀ — индекс говорит о том, что речь идёт о современном значении, так как в прошлом величина постоянной могла быть иной (это, разумеется, наблюдается на больших расстояниях) в зависимости от того, происходило ли расширение Вселенной с постоянной скоростью, либо оно замедлялось или ускорялось. В последние годы жизни Хаббла было завершено строительство 200-дюймового телескопа на горе Паломар (Маунт Паломар) и Хаббл приступил к применению этого мощного инструмента для исследования Вселенной на всё больших расстояниях, для проникновения во всё более далёкое прошлое.

    Значительное событие на пути к надёжной шкале расстояний во Вселенной произошло в 1958 г., когда Алан Сэндидж, на плечи которого за пять лет до этого легла мантия Хаббла, прочёл лекцию по случаю присвоения ему Уорнеровской премии Американского астрономического общества, присуждаемой молодым астрономам за выдающиеся достижения. Премия была присуждена за пионерскую работу по звёздной эволюции, но лекция была посвящена шкале расстояний и вызвала сенсацию. Сэндидж продемонстрировал некоторые из первых результатов по этой проблеме, полученных на Паломарском телескопе. Переработав исходную хаббловскую выборку галактик при помощи нового большого телескопа и более изощрённых методов, Сэндидж нашёл в предыдущих работах несколько грубых ошибок, особенно в определении самых ярких звёзд в галактиках. В 1936 г. Хаббл предупреждал, что определение ярчайшей звезды в галактике — это нетривиальная проблема: при наблюдении с большого расстояния звёздные скопления, звёздные облака и области HII могут иметь звездообразный вид. Поразительный вывод, сделанный Сэндиджем в 1958 г., состоял в том, что на самом деле это очень сильно повлияло на расстояния самого Хаббла. Вместе с более ранними поправками результаты Сэндиджа привели к шкале расстояний, в семь раз превосходящей хаббловскую шкалу 1936 года. Сэндидж, например, установил, что скопление в Деве, расстояние до которого Хаббл оценил в 7 миллионов световых лет, удалено от нас на 50 миллионов световых лет. Вся Вселенная оказалась намного более обширной, чем считалось.

    Сэндидж продолжил работу над этой проблемой со всё большей тщательностью, повышая надёжность каждого шага. В 1974 г. он с сотрудниками начал публикацию серии статей, в которых ещё раз вернулся к проблеме шкалы и на этот раз добавил новые промежуточные ступеньки для укрепления наиболее слабых мест в дерзком плане Хаббла. Им удалось распространить применение цефеид за пределы Местной группы, опробовав 200-дюймовый телескоп на спиральной галактике NGC 2403 — одной из галактик в небольшой группе на расстоянии 10 миллионов световых лет (фото LXII и LXIV). С двумя группами калибровочных галактик (всего 11 объектов) они разработали вспомогательный метод, позволивший выйти в трудную для шкалы область, названную “сумеречной зоной”, — между 50 и 300 миллионами световых лет. Именно здесь хаббловские исследования свернули с правильного пути — там, где он принял объекты других типов за ярчайшие звёзды. В подходе Сэндиджа в качестве нового индикатора расстояния использовались размеры крупнейших областей HII в галактике, так как области HII разрешимы до скопления в Деве и даже дальше. Они дали независимый критерий, в меньшей мере подверженный систематическим погрешностям, чем критерий самой яркой звезды. Наряду с этим критерием астрономы добавили к своей калибровочной базе третью группу галактик с гигантской спиральной галактикой М 101 в центре.

    Между тем скопление в Деве как источник информации о шкале расстояний и постоянной Хаббла попало по весьма замечательной причине в немилость. Хотя многие астрономы в течение многих лет пытались убедить всех в том, что мы находимся во внешней части скопления в Деве, всё же неопровержимые доказательства появились только в середине 70-х годов. К этому времени были измерены скорости достаточно большого числа галактик по всему небу (особенно в ходе обширного проекта Гарвард-Смитсонианских обсерваторий имени Уиппла) для выявления и интерпретации анизотропии **) движений галактик. Будучи всё ещё противоречивыми, наблюдательные данные, судя по всему, убедительно свидетельствуют о падении нашей Галактики и Местной группы на расположенный вблизи скопления в Деве центр громадного сверхскопления. Так как наша Местная группа гравитационно связана с этим сверхскоплением, то измеренные значения скоростей галактик в Деве не дают — из-за наличия дополнительного движения — правильной величины скорости расширения Вселенной. Сам по себе этот факт является важным ключом к проблеме образования скоплений галактик и путей организации Вселенной в её сложное современное состояние. Но это обстоятельство затрудняет определение расстояний во Вселенной (рис. 42).

    Один из методов исследования этой проблемы состоит в определении наблюдаемых параметров, в особенности блеска и цвета, большого числа галактик внутри и вне скоплений. Сравнение галактик поля с галактиками скопления в Деве показывает, что Местная группа падает на центр сверхскопления в Деве со скоростью около 290 км/с. Другие комбинации расстояний до галактик и их движений приводят к значению 255 км/с для скорости движения Местной группы примерно при том же направлении движения. Открытое в 1965 г. космическое фоновое излучение, признанное реликтовым излучением эпохи начала существования Вселенной, тоже демонстрирует анизотропию примерно такой же величины и примерно в том же направлении.

    Важным элементом последнего шага на пути к шкале расстояний во Вселенной является классификация галактик по светимостям (глава 1). Сэндидж со своими коллегами использовал эту классификацию, прокалибровав её на материале близких групп, и определил расстояния до 60 далёких галактик высокой светимости (класса Scl) со скоростями в интервале от 3000 до 15500 км/с. Сравнение расстояний со скоростями дало учёным ответ: постоянная Хаббла ещё меньше (а, следовательно, размеры Вселенной ещё больше), чем считалось до этого. Если Хаббл получил для H₀ значение 160 км/(с × миллион световых лет), уменьшенное Сэндиджем в 1958 г. до 23 км/(с × миллион световых лет), то теперь Сэндидж говорил о величине 15 км/(с × миллион световых лет) с погрешностью, оцениваемой в 10 %.

    Жерар де Вокулёр сам долгое время занимался получением и сбором наблюдательных данных о галактиках. Перепробовав за много лет значительное количество различных методов измерения расстояний, в 1978 г. он, наконец, осуществил обширное исследование шкалы расстояний с другой точки зрения, отвергнув принципы и в значительной степени изменив методику Хаббла и Сэндиджа. Вместо того, чтобы получать в разных режимах расстояния, опираясь на один или два “наилучших” или наиболее надёжных критерия, де Вокулёр был сторонником применения множества различных индикаторов, исходя из того, что если тот или иной из них окажется ошибочным, то применение многих индикаторов смягчит влияние ошибки. Он собрал множество данных по литературе и очень подробно обработал их, используя статистический подход. В то время как полученное Сэндиджем значение Н₀ опирается главным образом на 5 индикаторов расстояния, де Вокулёр ввёл их целых 13!

    Две шкалы расстояний начали расходиться уже в нашей собственной Галактике, и различные подходы к проблеме поглощения света межзвёздной пылью привели к разным расстояниям даже для самых близких галактик (фото LXV). Сэндидж определял поглощение пылью в нашей Галактике, измеряя (или принимая полученные другими данные измерений) величину вызываемого пылью покраснения света для каждой калибровочной галактики в отдельности. Это привело Сэндиджа и его сотрудников к очень маленьким значениям поглощения в направлении полюсов нашей Галактики (широта 90°) и принятию ими нулевого поглощения для галактических широт, превышающих 50°. Де Вокулёр, однако, подошёл к проблеме совершенно иначе. Он собрал средние цвета всех исследованных галактик фона, разбил их на группы по морфологическому типу и углу наклона и получил статистическую зависимость, связывающую исправленные цвета с галактической широтой и долготой. Аналогичным образом он исследовал подсчёты галактик и провёл сравнение содержания в них водорода (определённое в радиодиапазоне) с оптическими светимостями. Проанализировав эти данные с помощью уравнения, описывающего влияние поглощения в Галактике, и соединив потом полученные результаты с результатами определения цветов галактик, он вывел статистическое соотношение, которое потом применил ко всем галактикам для определения их истинных цветов, свободных от поглощения и покраснения.

    В последние годы построением шкалы расстояний стали заниматься также другие астрономы. Одним из важнейших новых достижений было появление и применение метода ширины линии HI с использованием так называемого соотношения Талли — Фишера (рис. 43). Этот метод основан на удивительно тесной корреляции ширины линии нейтрального водорода (HI), служащей мерой общей дисперсии скоростей газа, со светимостью галактики. Хотя это открытие эмпирическое, его можно объяснить через зависимость между массой галактики и распределением этой массы и общим числом звёзд. Впоследствии оба противоборствующих лагеря применили соотношение Талли—Фишера и оба получили результаты, согласующиеся с их собственными сильно различающимися между собой шкалами расстояний! Установлено, что причиной этой удивительной ситуации является тот факт, что окончательный ответ опирается на калибровку близких галактик — Туманности Андромеды и М 33 — и на способ учёта внутреннего поглощения в галактиках. Эти две проблемы решаются достаточно различным образом, чтобы привести к получению двух совершенно различных результатов.

    Разные шаги шкалы расстояний подвергаются ещё более тонкому анализу: уточнён метод диаметров областей HII, применяется метод светимости шаровых скоплений, перекалиброван критерий самого яркого красного сверхгиганта. Всё это помогло прояснить запутанную ситуацию. Все методы дают значения постоянной Хаббла в пределах интервала между двумя соперничающими шкалами, но ни один не в состоянии окончательно решить, чему же на самом деле это значение равно. Разнообразие результатов явно говорит о том, что фундаментальные данные не такие точные и не настолько хорошо поняты, как это считают те, кто их использует.

*) Эффект Доплера представляет собой изменение длины волны наблюдаемого света от объекта, который приближается к наблюдателю или удаляется от него. Если объект приближается, то возникает фиолетовое смещение, а если удаляется, то красное.

**) Анизотропия является мерой отклонения от изотропной Вселенной, в которой скорости во всех направлениях в точности совпадают.

Дата установки: 16.09.2007

[вернуться к содержанию сайта]

W