Астронет > Постоянная Хаббла

Астронет: Ю. Н. Ефремов/ГАИШ Постоянная Хаббла
http://variable-stars.ru/db/msg/1198709

Самое грандиозное явление, известное человеку - это расширение нашей Вселенной, доказанное в 1929 г. Расстояния между скоплениями галактик непрерывно возрастают, и это важнейший факт для понимания устройства Мироздания. Определения скорости расширения - постоянной Хаббла, и ее зависимости от времени остаются важнейшим предметом наземных и орбитальных наблюдений.

1. Слабые туманности

Первые признаки расширения Вселенной были обнаружены около 80 лет назад, когда большинство астрономов полагало, что наша Галактика и есть вся Вселенная. Слабые туманные пятнышки, десятки тысяч которых были обнаружены с началом развития астрофотографии, считались далекими газовыми туманностями на окраине всеобъемлющей звездной системы Млечного пути.

Вестон Слайфер на Флагстаффской обсерватории в Аризоне долгие годы был единственным человеком в мире, получавшим спектры этих "слабых туманностей". Самим ярким их представителем была хорошо известная туманность Андромеды. В 1914 г. Слайфер опубликовал первое определение лучевой скорости этой туманности по спектрограмме, полученной им на 24-дюймовом рефракторе.

Оказалось, что М31 приближается к нам со скоростью около 300 км/с. К 1925 г. в коллекции Слайфера были спектры 41 объекта. Странной особенностью обладали эти спектры - скорости у всех из них были очень велики и отрицательная скорость M31 оказалась редким исключением; в среднем скорость туманностей составляла +375 км/с, а наибольшая скорость была +1125 км/с. Почти все они удалялись от нас, и скорости их превышали скорость любых других объектов, известных астрономам. (Напомним, что отрицательные скорости направлены к нам, положительные - от нас.)

Обсерваторию в Флагстаффе Персиваль Ловелл построил специально для наблюдений каналов Марса. Некоторые из нас пришли в астрономию, увлеченные его книгой, в которой рассказывалось о волне потемнения, о расщеплении каналов, переполняемых водой марсианской весны... Однако на этой обсерватории были открыты не менее фантастические, но совершенно реальные вещи. Работа Слайфера означала первый шаг на пути к открытию расширения Вселенной.

Споры о природе "слабых туманностей" велись с конца XVIII века. Вильям Гершель высказал предположение, что они могут быть далекими звездными системами, аналогичными системе Млечного пути. В 1785 г. он был уверен в том, что разрешить туманности на звезды нельзя только из-за слишком большой их удаленности. Однако в 1795 г., наблюдая планетарную туманность NGC 1514, он отчетливо увидел в центре ее одиночную звезду, окруженную туманным веществом. Существование подлинных туманностей, таким образом, не подлежало сомнению, и не было необходимости думать, что все туманные пятна - далекие звездные системы. И в 1820 г. Гершель говорил, что за пределом нашей собственной системы все покрыто мраком неизвестности.

В XIX веке в неразрешимых на звезды туманностях предпочитали видеть планетные системы в процессе образования - в духе гипотезы Лапласа; NGC 1514 казалась примером далеко зашедшей эволюции - из первичной туманности сконденсировалась уже центральная звезда.

К середине века к 2500 туманностям, открытым его отцом, Джон Гершель прибавил еще 5000, и изучение их распределения по небу дало главный аргумент против предположения, что они являются далекими звездными системами ("островными вселенными"), подобными нашей системе Млечного Пути. Была обнаружена "зона избегания" - почти полное отсутствие этих слабых пятнышек света близ плоскости Млечного Пути. Это было понято как явное указание на их связь с системой Млечного пути. Поглощение света, наиболее сильное в плоскости Галактики, было еще неизвестно.

В 1865 г., Хеггинс впервые пронаблюдал спектр туманностей. Эмиссионные линии туманности Ориона явно говорили о ее газовом составе, но спектр туманности Андромеды (M31) был непрерывный, как и у звезд. Казалось бы, спор решен, но Хеггинс заключил, что такой вид спектра M31 говорит лишь о высокой плотности и непрозрачности составляющего ее газа.

В 1890 г. Агния Клерк в книге о развитии астрономии в XIX веке писала: "Вопрос о том, являются ли туманности внешними галактиками, вряд ли заслуживает теперь обсуждения. Прогресс исследований ответил на него. Можно с уверенностью сказать, что ни один компетентный мыслитель перед лицом существующих фактов не будет утверждать, что хотя бы одна туманность может быть звездной системой, сравнимой по размерам с Млечным Путем".

Хотелось бы знать, какие из нынешних столь же категоричных утверждений окажутся со временем столь же неверными ... Заметим, что за сто лет до Клерк было высказано диаметрально противоположное суждение. "Повидимому, звезды... собраны в разнообразные группы, некоторые из коих содержат миллиарды звезд... Наше Солнце и ярчайшие звезды , возможно, входят в одну из таких групп, которая, очевидно, и опоясывает небо, образуя Млечный Путь". Эта осторожная, но совершенно правильная формулировка принадлежит великому Лапласу.

В начале XX века фотографии, полученные Килером с 36-дюймовым рефлектором, показали, что слабых туманностей не менее 120 000. Звездный спектр отражательных (в основном пылевых) туманностей вокруг звезд Плеяд, казалось, подтверждал мысль о невозможности решить вопрос спектральными исследованиями. Это позволило В. Слайферу предположить, что и спектр туманности Андромеды объясняется отражением света центральной звезды (за которую он принял ядро галактики...)

Для решения вопроса о природе "слабых туманностей" было необходимо знать их расстояние. Дискуссия по этому поводу продолжалась до 1925 г.; она заслуживает отдельного рассказа и здесь мы только вкратце опишем, как было установлено расстояние ключевого объекта - "туманности" Андромеды.

2. Открытие Вселенной

Уже к 1910 г. Джорд Ричи на 60" телескопе обсерватории Маунт Вилсон получил великолепные снимки, на которых было видно, что спиральные ветви больших туманностей усыпаны звездобразными объектами, но изображения многих из них были нерезкие, туманные. Это могли быть и компактные туманности, и звездные скопления, и несколько слившихся изображений звезд.

Доказать, что в больших "туманностях" мы видим одиночные звезды, смог Эдвин Хаббл (1889 - 1953), молодой астроном той же обсерватории, в 1924 году. С помощью 100" телескопа он нашел в туманности Андромеды 36 цефеид. Амплитуды изменения блеска этих переменных звезд - сверхгигантов полностью соответствовали известным у цефеид нашей Галактики и это доказывало, что мы имеем дело с одиночными звездами. И главное, зависимость период - светимость, установленная по цефеидам Магеллановых Облаков и Галактики, позволяла определить светимость найденных Хабблом звезд, и сравнение ее с блеском давало расстояние. Оно уводило туманность Андромеды далеко за пределы нашей звездной системы. Слабые туманности оказались далекими галактиками.

Увидеть можно только то, что считаешь возможным увидеть ... Когда в начале 20-х гг. Хьюмасон показал Шепли несколько переменных звезд - вероятных цефеид, отмеченных им на пластинке с изображением туманности Андромеды, Шепли стер его отметки - в этой газовой туманности не могло быть звезд!

3. Начало космологии

Итак, Вселенная населена галактиками, а не изолированными звездами. Только теперь появились возможности проверки выводов зарождавшейся космологии - науки о строении и эволюции Вселенной в целом. В 1924 г. К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдаленных объектов должна возрастать с их расстоянием. Модель де Ситтера соответствовала пустой Вселенной, но в 1923 г. немецкий математик Г.Вейль отметил, что если в нее поместить вещество, она должна расширяться. О нестатичности Вселенной де Ситтера говорилось и в книге Эддингтона, опубликованной в том же году.

Де Ситтер, опубликовавший свою работу "Об эйнштейновской теории гравитации и ее астрономических следствиях" в 1917 гг., сразу же после появления общей теории относительности, знал только три лучевые скорости; у M31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик - положительная и большая.

Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что "не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца". Однако было лишь ясно, что ни диаметр, ни блеск галактик не могут считаться надежными критериями их расстояния.

О расширении непустой Вселенной говорилось и в первой космологической работе бельгийского теоретика Ж.Леметра, опубликованной в 1925 г. Следующая его статья, опубликованная в 1927 г., называлась "Однородная Вселенная постоянной массы и возрастающего радиуса, объясняющая радиальные скорости внегалактических туманностей". Коэфициент пропорциональности между скоростью и расстоянием, полученный Леметром, был близок к найденному Хабблом в 1929 г. В 1931 г. по инициативе Эддингтона статья Леметра была перепечатана в "Monthly Notices" и стала с тех пор широко цитироваться; работы А.А.Фридмана были опубликованы еще в 1922-1924 гг., но стали широко известны среди астрономов много позднее. Во всяком случае, Леметр был первым, кто четко заявил, что объекты, населяющие расширяющуюся Вселенную, распределение и скорости движения которых и должны быть предметом космологии - это не звезды, а гигантские звездные системы, галактики. Леметр опирался на результаты Хаббла, с которыми он познакомился, будучи в США в 1926 г. на его докладе.

Американский теоретик Х.Робертсон в 1928 г., используя данные Хаббла 1926 года, также нашел, что скорости разбегания галактик пропорциональны их расстоянию. Повидимому, эту работу Хаббл знал. С 1928 г. по его заданию М.Хьюмасон (1891-1972) упорно старался измерить красное смещение у возможно более далеких галактик. Вскоре за 45 часов экспозиции у галактики NGC 7619 в скоплении Персея была измерена скорость удаления в 3779 км/c. (Надо ли говорить, что последние две цифры излишни). Сам же Хаббл разработал критерии определения расстояний для далеких галактик, цефеиды в которых оставались недоступны 100" телескопу. Они были основаны на предположении об одинаковости блеска самых ярких отдельных звезд внутри разных галактик. К 1929 г. у него были уверенные расстояния двух десятков галактик, в том числе в скоплении Девы, скорости которых доходили примерно до 1100 км/с.

4. Закон Хаббла

И вот 17 января 1929 г. в Труды Национальной академии наук США поступила статья Хьюмасона о лучевой скорости NGC 7619 и статья Хаббла, называвшаяся "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей". Сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало четкую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла .

Хаббл понимал значение своего открытия. Сообщая о нем, он писал, что "зависимость скорость - расстояние может представлять эффект де Ситтера и, следовательно, она может дать количественные данные для определения общей кривизны пространства". Многочисленные попытки объяснить зависимость Хаббла не расширением Вселенной, а чем-либо иным, которые можно встретить и теперь, неизменно терпят неудачу. Так, не проходит старое предположение о том, что за долгое время пути фотоны "стареют", теряют энергию и соответствующая длина волны увеличивается - при этом размывались бы и изображения далеких объектов, а величина красного смещения зависела бы и от длины волны, чего не наблюдается. Прямые свидетельства правильности вывода о том, что более далекие объекты имеют большее красное смещение получены недавно при изучении кривых блеска и спектров далеких Сверхновых звезд.

Подчеркнем, что решающее значение имели методы определения расстояний галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии на 100-дюймовом рефлекторе.

В тридцатых годах Хаббл и его сотрудники занимали более половины наблюдательного времени крупнейшего - и практически единственного тогда пригодного для таких работ - телескопа. И эта концентрация усилий привела к величайшим достижениям наблюдательной астрономии XX века!

К 1935 г. у Хьюмасона были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением линий в спектре,

и расстоянием, которая в общем виде записывается так:

$cz = v = Hr,$

где c - скорость света, z - расстояние и v - лучевая скорость. Коэффициент пропорциональности H был назван позднее постоянной Хаббла.

Этот новый закон природы получил объяснение в основанных на общей теории относительности моделях Вселенной еще до того, как он был незыблемо установлен. Приоритет должен быть отдан А.А.Фридману; модели, полученные ранее Эйнштейном и де Ситтером, оказались предельными случаями моделей Фридмана. Широко известными долгое время оставались лишь результаты Леметра (не знакомого тогда с работами Фридмана), который после опубликования работы Хаббла напомнил Эддингтону о своей работе 1927 года - в этой работе Леметр пришел к выводу о расширении модели

Вселенной с конечной средней плотностью вещества в ней. Однако уже в 1931 г. Эйнштейн, говоря о расширяющейся Вселенной, отметил, что первым на этот путь вступил Фридман.

Однако сам Хаббл вскоре потерял уверенность в том, что красное смещение означает именно расширение Вселенной, - вероятно, под влиянием неумолимого вывода из этого предположения. Как писал тогда Г.Рессел, "признать теорию де Ситтера без оговорок преждевременно. Философски неприемлемо, чтобы все галактики прежде были вместе. На вопрос "почему" ответа мы не находим". Именно из такого рода соображений Эйнштейн ввел в свои уравнения 1916 г. космологическую постоянную, долженствующую стабилизировать Вселенную. Этой глубочайшей проблеме посвящена статья А.Д.Чернина "Физический вакуум и космическая антигравитация" на сайте www.astronet.ru и здесь мы только отметим, что ускоренное расширение Вселенной, обнаруженное в 1998 г. по Сверхновым типа Ia, объясняется отрицательным давлением космического вакуума, существование которого и отражается добавочным космологическом членом уравнений Эйнштейна.

Летом 1929 г. Хаббл обрушился на де Ситтера, посмевшего опубликовать детальную работу, посвященную сравнению теоретических и наблюдательных выводов о расширении Вселенной. Он писал де Ситтеру, что зависимость скорость - расстояние является "маунт-вилсоновским достижением", и что "первое обсуждение новых данных естественно принадлежит тем, кто действительно выполнял работу". Однако в 1931 г., после появления гипотезы Цвикки о возможности старения фотонов, Хаббл написал де Ситтеру, что "интерпретацию следут оставить Вам и еще очень немногим, кто компетентен авторитетно обсуждать предмет"... До конца своей жизни (1953 г.) Хаббл повидимому так и не решил для себя, говорит ли красное смещение о расширении Вселенной, или оно обязано "некоему новому принципу природы". Так или иначе, его имя навсегда осталось в списке величайших ученых всех времен.

Красное смещение, пропорциональное расстоянию, означает не разбегание галактик именно от нас, а увеличение всех расстояний между всеми объектами Вселенной (точнее, между объектами, не связанным тяготением - т.е. скоплениями галактик) со скоростью, пропорциональной величине расстояния, подобно тому, как увеличиваются расстояния между всеми точками, расположенными на поверхности раздувающегося шара. Наблюдатель в любой галактике видит, что все другие галактики разбегаются от него. Скорости расширения Вселенной остается одной из самых важных задач астрономии.

Расскажем прежде всего, как ее решал сам Хаббл в 1935 г.

У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики использовать заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными их скоростями в пространстве.

В этих 29 галактиках Хаббл определил звездные величины самых ярких звезд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашел Хаббл, примерно одинаковы, их звездные величины должны быть функцией расстояния, и действительно, они показывают зависимость от скорости удаления v.

Эта зависимость по данным Хаббла представляется формулой $\lg v = 0,2m - 1,0$ . С другой стороны, $v = Hr$ , $\lg v = \lg H + \lg r$ , и $\lg r = 0,2 (m - M) + 1$ , где M - абсолютная величина. Из этих трех формул и вытекает выражение, с помощью которого определяется постоянная Хаббла: $\lg H = 0,2M - 2,00$ . В общем виде из закона Хаббла $cz = Hr$ и формулы $\lg r = 0,2(m - M)+1$ следует $m = 5\lg z + M - 5\lg H + 5\lg c - 5$ , т.е. $m = 5\lg z + \textrm{const}$ .

5. Постоянная Хаббла

Абсолютная величина ярчайших звезд, найденная Хабблом, была равной -6,35^m, и величина H (Хаббл обозначал ее ) получилась 535 (км/с)/Мпс.

Поскольку светимость ярчайших звезд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период - светимость (В.Бааде, 1952) означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. Хьюмасон, Мейолл и Сендидж в 1955 г., использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период - светимость, получили H=180 (км/с)/Мпс.

В 1958 г. Аллан Сендидж, продолжая дело своего учителя Хаббла, опубликовал результаты новой ревизии постоянной H. Опираясь главным образом на Новые звезды, Сендидж пришел к выводу, что модули расстояний Магеллановых Облаков, M31, M33 и NGC 6822 надо увеличить в среднем на 2,3^m сравнительно со значениями, принятыми Хабблом. На столько же, следовательно, надо сделать ярче абсолютные величины ярчайших звезд; они были уточнены еще и путем привлечения новых данных о ярчайших звездах галактик Местной группы. Но, помимо этих уточнений, Сендидж обнаружил у своего учителя еще и серьезную ошибку - объекты, которые Хаббл принимал за ярчайшие звезды в лежащих за пределами Местной группы галактиках, являются в действительности компактными эмиссионными туманностями, областями HII.

Хаббл, который в двадцатых годах мог работать только с пластинками, чувствительными к синим лучам, не имел возможности отличить изображения компактных областей HII от звезд, особенно в далеких галактиках. Даже в M31, несмотря на тщательные поиски, он не нашел ни одной эмиссионной туманности, хотя сейчас их там известно 981. Вероятно, поэтому возможность такой путаницы не приходила Хабблу в голову. Лишь Бааде, фотографировавший M31 в разных лучах и, в частности, применявший пластинки, чувствительные к красным лучам, и светофильтры, вырезающие красную водородную линию Hα, смог отыскать их. Сендидж, снимая галактику NGC 4321 = М100 в скоплении Девы в разных лучах, обнаружил, что ярчайшие области HII ярче самых ярких звезд на 1,8^m - вот на сколько Хаббл преуменьшал модуль расстояния, определяя его по "ярчайшим звездам". Суммарная ошибка в принятых Хабблом модулях расстояния составляет, следовательно, около 4,0^m! В итоге, по оценке Сендиджа, постоянная Хаббла должна быть заключена в пределах 50-100 (км/с)/Мпк. Причину оставшейся неопределенности он приписал в основном дисперсии абсолютных величин ярчайших звезд. Результаты Сендиджа означали, что расстояния далеких галактик Хаббл преуменьшал в 6-7 раз!

В 1968 г., Сендидж определил постоянную Хаббла другим способом. Еще Хаббл установил, что ярчайшие члены скоплений галактик - гигантские эллиптические галактики - имеют почти одинаковую абсолютную величину. Можно и для них построить зависимость между видимыми величинами и красным смещением (ниже приведена эта диаграмма для 65 ярчайших галактик в скоплениях, построенная Сендиджем, Кристианом и Вестфалем в 1976 г.) и если определить светимость хотя бы одной из них, из этой зависимости можно определить постоянную Хаббла, аналогично тому, как это делал сам Хаббл с ярчайшими звездами. Особенно важно при этом, что мы можем уйти теперь неизмеримо дальше - ярчайшие галактики скоплений ярче ярчайших звезд на 11^m-12^m! Светимость наиболее яркой галактики в скоплениях можно определить, зная расстояние хотя бы одного скопления. Ближайшим богатым скоплением является скопление в Деве, и Сендидж использовал для определения его расстояния шаровые скопления в эллиптической галактике M87.

Предполагая далее, вместе с Сендиджем, что светимость ярчайших звездных скоплений в богатых ими галактиках одинакова, зная интегральную абсолютную величину ярчайшего скопления нашей Галактики (-9,7^mB, ω Кентавра) и M31 (-9,8^mB, В282), а также блеск ярчайшего скопления M87 (21,3^mВ), получаем модуль расстояния M87 и всего скопления галактик: m-M=21,3^m+9,8^m = 31,1^m. Отсюда следует, что ярчайшая галактика скопления Девы (эллиптическая галактика NGC 4472, в которой также очень много шаровых скоплений) - и, следовательно, ярчайшие галактики во всех скоплениях вообще - имеют абсолютную величину -21,7^m.

Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смешения, легко найти постоянную Хаббла. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение H=75 (км/с)/Мпс, долгое время считавшееся наиболее вероятным.

Однако в серии статей, опубликованных в 1974-1975 гг., А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпк. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы M81, они получили зависимость между линейными размерами областей HII и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей HII нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.

Сендидж и Тамман настаивали на том, что постоянная Хаббла с ошибкой примерно в 10% составляет 50 (км/с)/кпс, тогда как Ж. де Вокулер с той же ошибкой получал значение H=95. Магическое число 10% неразрывно связано с определениями этой постоянной; напомним, что Хаббл определил ее равной 535 (км/с)/кпс - и ошибку оценил именно в 10% ... Надо сказать, что у большинства астрономов получалось значение H между 75 и 100, и Сендидж и Тамман были почти единственными сторонниками длинной шкалы расстояний. Отголоски этого спора слышны и до сих пор, хотя возможный диапазон значений постоянной Хаббла сузился.

Это произошло в основном благодаря специальной программе наблюдений цефеид на Космическом телескопе имени Хаббла. Они были найдены и исследованы в двух десятках галактик, в основном в скоплении Девы, и по расстояниям этих галактик были прокалиброваны методы (Талли-Фишера, Сверхновые Ia и др.), позволяющие определять расстояния еще более далеких галактик, для которых можно пренебречь их случайными движениями. Одна группа исследователей, которую возглавляла знаток цефеид В.Фридман, получила в 2001 г. значение H=72+/-7, а группа А.Сендиджа получила в 2000 г. величину H=59+/-6. Ошибка опять-таки оценена обеими группами точно в 10%!

6. Расширение Вселенной

Задача определения постоянной Хаббла была столь острой, поскольку от ее значения зависят и масштабы Вселенной, и ее средняя плотность, и возраст. Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (), позволяет сказать, что этот момент t=0 имел место 13-19 (H=50) или 7-10 (H=100) миллиардов лет назад. Этот "экспансионный возраст Вселенной" при меньшем значении постоянной Хаббла, которое неизменно получается у Сендиджа, уверенно больше возраста старейших звезд, чего нельзя сказать про значение H=100. Впрочем, ныне проблема потеряла свою остроту, поскольку теперь не подлежит сомнению, что расширение Вселенной протекало с неодинаковой скоростью. "Постоянная" Хаббла постоянна лишь по пространству, но не во времени.

Недавние (2003 г.) спутниковые измерения анизотропии реликтового излучения дают для постоянной Хаббла значение 71 (+4\-3) км\с\Мпк, а для возраста Вселенной величину 13.7+\-0.2 миллиарда лет (D.Spergel et al., astro-ph/0302209). Пессимисты все же полагают, что лучше говорить о значениях 45-90 для постоянной Хаббла и возрасте Вселенной в 14+\-1 миллиард лет. Наилучшие наземные данные (основанные на результатах больших обзоров красного смещения галактик, их пекулярных скоростей и сверхновых Ia - C.Odman et al., astro-ph/0405118) дают для постоянной Хаббла значение 57 (+15\-14) км\с\Мпк.

Исследования сверхновых типа Ia в далеких галактиках, первые результаты которых появились в 1998 г., стали началом новой революции в космологии, о которой рассказывается в упомянутой выше статье А.Д.Чернина. Скажем здесь лишь несколько слов.

Использование SNIa в качестве "стандартной свечи" для определения очень больших расстояний стало возможным благодаря работам Ю.П.Псковского, выполненным в ГАИШе еще в 1970-х годах. Считается, что одинаковость их светимости в максимуме объясняется тем, что явление сверхновой Ia происходит в тесной системе, включающей белый карлик, на который происходит аккреция вещества от второго компонента.

Когда масса белого карлика достигает предельного для него значения в 1.4 массы Солнца, происходит взрыв, превращающий его остаток в нейтронную звезду.

Положение сверхновых Ia типа на диаграмме Хаббла указывает на то, что в современную эпоху расширение Вселенной происходит ускоренно. Наиболее естественным образом это объясняется тем, что отрицательное давление космического вакуума подгоняет разлет скоплений галактик. Антитяготение вакуума означает, что расширение Вселенной будет происходить вечно.

Если верны эти выводы теории, в более раннюю эпоху расширение Вселенной, напротив, должно было бы идти замедленно, поскольку оно тормозилось гравитацией темного вещества. Его плотность стала меньше плотности вакуума, согласно теории, 6-8 миллиардов лет назад, и действительно, немногочисленные самые далекие сверхновые Ia указывают на замедленное расширение. На днях этот вывод был подтвержден совершенно независимыми данными спутника "Чандра" о горячем газе, наблюдающемся в рентгеновском диапазоне в скоплениях галактик. Отношение массы этого газа к массе темного вещества должно быть одинаково во всех скоплениях и отсюда можно получить расстояния скоплений галактик. Они показали, что замедленное расширение Вселенной сменилось ускоренным 6 миллиардов лет назад.

Доминирование антигравитации вакуума, по мнению А.Д.Чернина и его коллег, объясняет также и парадокс, отмеченный А.Сендиджем еще в 1972 г. - расширение Вселенной было открыто Хабблом по галактикам, находящимся казалось бы слишком близко, неоднородность их распределения в пространстве и связанные с этим гравитационные движения должны были бы замыть общее расширение. Недавние данные, полученные И.Д.Караченцевым и его сотрудниками на 6-м телескопе САО РАН, подтверждают, что изотропное расширение Вселенной начинается очень близко от нас, сразу же за пределами Местной группы галактик.

Итак, астрономические данные впервые позволили определить плотность энергии вакуума; они чреваты новой революцией в физике, ибо значение этой плотности необъяснимо современной теорией.

7. К краю Вселенной

Расскажем в заключение о результатах поисков объектов с максимально большим красным смещением. Для этого требовались крупнейшие телескопы и многочасовые экспозиции. Долгие годы и энтузиастов и больших телескопов было меньше, чем пальцев на одной руке. С вводом в действие 200-дюймового телескопа (на рисунке - Хаббл в кабине главного фокуса этого телескопа, снимок конца 40-х годов) Хьюмасон смог в 1949 г. измерить z=0,20 у галактики из скопления в Гидре с V=17,3^m. Линии ночного неба долго не позволяли получить красное смещение для более слабых и далеких галактик, используя линии поглощения в их спектре. По единственной эмиссионной линии Р. Минковский в 1960 г. нашел z=0,46 для радиогалактики 3C295 (V=19,9^m), долго остававшееся рекордным для галактик. В 1971 г. это значение подтвердил Дж. Оук по линиям поглощения, получив запись спектра 3C295 с помощью 32-канального спектрометра и определив его сдвиг относительно стандартного спектра с нулевым красным смещением. На эту работу ушло 8 часов времени 200-дюймового телескопа. В 1929 г. Хьюмасону понадобилось 40 часов на 100-дюймовом телескопе для определения красного смещения галактики, на восемь звездных величин более яркой.

В 1975 г. X. Спинрад с помощью 3-метрового рефлектора нашел z=0,637 у радиогалактики 3C123 -- с V=21,7^m. Несколько линий в спектре 3C123 Спинрад смог измерить с помощью электронно-оптического сканирующего спектрометра, накопив фотоны за 7 часов наблюдений в течение 4 ночей.

Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z=0,53 у радиогалактики 3C330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашел z=1,050 для 3C13 и z=1,175 для 3C427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г.

Измерения предельно больших красных смещений оставались уделом одиночек, пока мысль о том, что, изучая Вселенную на предельно больших масштабах, мы постигаем физику, управляющую и микромиром, не овладела массами ...

Астрономия стала превращаться, на полвека позднее физики, в Большую науку, в которой многочисленные коллективы работают на гигантских установках. Огромную роль сыграло и развитие электроники, приведшее к созданию эффективных светоприемников.

Для Англо-Австралийского 4-м телескопа было разработано устройство, которое с помощью световодов позволяет одновременно получать спектры в области размером в четыре квадратных градуса. Из 250 000 красных смещений галактик, которые запланировано получить, к весне 2001 г. было измерено уже 150 000. В это сотрудничестве участвуют 20 - 30 человек. Более масштабны задачи Слоановского численного обзора неба, для которого на средства миллионера Слоана был построен широкоугольный 3,5-м телескоп. Задачей обзора является измерить, исходя из многоцветной фотометрии, красные смещения примерно миллиона галактик на четверти площади небосвода. Здесь задействовано уже 150 астрономов из 11 институтов.

Среди первых уловов Слоановского обзора было обнаружение в 2001 г. квазара с красным смещением z=6,28. Однако уже в следующем году этот рекорд был перекрыт и чемпионом оказался не квазар, а галактика. Как мы знаем, квазары являются галактиками с необычно ярким ядром, и их легче обнаружить на больших расстояниях. Зафиксировать красное смещение столь далекой обычной галактики удалось, потому что световой поток от нее был усилен в 4,5 раза благодаря эффекту гравитационного линзирования. Эта галактика, обозначаемая HCM 6A, находится в одной минуте дуги от центра массивного скопления галактик Abell 370, которое, находясь гораздо ближе к нам, и послужило гравитационной линзой. Благодаря действию этого естественного телескопа и удалось с помощью 10-м телескопа Keck-II на Мауна Кеа зафиксировать спектр галактики в инфракрасном диапазоне. На длине волны 9190 ангстрем была найдена эмиссионная линия, которая почти наверняка является линией Лайман-альфа, сдвинутой красным смещением z=6,56 из ультрафиолетовой области спектра.

Это отождествление было подтверждено наблюдениями на соседнем японском 8-м телескопе Subaru, которые показали, что в более далеких инфракрасных полосах поток в тысячи раз слабее, чем в этой эмисионной линии, что согласуется с ее отождествлением как линии Лайман-альфа.

Следующий рекорд был поставлен недавно с помощью одного из 8-м телескопов (VLT) Южной Европейской обсерватории на горе Паранал в Чили. Снова использовался эффект гравитационной линзы - искались слабые галактики, видимые только в инфракрасной области, близ центра богатого компактного скопления галактик Abell 1835. У одного из таких объектов, #1916, в спектре была найдена единственная сильная линия, отождествление которой с Лайман-альфа привело к красному смещению z=10.0. Другие возможные отождествления отвергаются, потому что в этом случае в спектре должны были бы наблюдаться несколько сильных линий (R.Pello et al., astro-ph/0403025). Теперь мы знаем, что образование галактик происходило при z, заметно превышающем 10.