Текст книги "Почему небо темное. Как устроена Вселенная"

Автор книги: Владимир Решетников

сообщить о нарушении

Текущая страница: 5 (всего у книги 10 страниц) [доступный отрывок для чтения: 5 страниц]

Смысл найденного Фридманом решения состоял в том, что наша Вселенная просто не может быть статической – она должна либо расширяться, либо сжиматься. (Как показали позднейшие исследования, статическая Вселенная Эйнштейна, в которой гравитация точно уравновешивается создаваемым Λ-членом «антитяготением», неустойчива – малейшее отклонение от этого равновесия приведет к тому, что Вселенная начнет сжиматься под действием гравитации или расширяться под влиянием Λ-члена.) В каком конкретно состоянии находится Вселенная, должны были показать наблюдения: «Данные, которыми мы располагаем, совершенно недостаточны для каких-либо численных подсчетов и для решения вопроса о том, каким миром является наша Вселенная…». По воспоминаниям Д. Д. Иваненко, в 1924 году Фридман обсуждал измеренные Слайфером большие лучевые скорости спиральных туманностей на семинаре в Петроградском университете. Он полагал, что эти наблюдения могут быть прямым наблюдательным свидетельством в пользу теории расширяющейся Вселенной, однако исследовать этот вопрос он просто не успел.

Α. Α. Фридман не был астрономом или космологом. Чаще всего его называют математиком, геофизиком или метеорологом, поскольку он получил важные результаты во всех этих науках. В 1910 году он закончил математическое отделение физико-математического факультета Санкт-Петербургского университета и был оставлен в университете «для подготовления к профессорскому званию». Во время Первой мировой он, как и Хаббл, добровольцем поступил в армию, служил в авиационных частях, заведовал Центральной аэронавигационной и аэрологической службой фронта в Киеве. После войны Фридман сначала оказался в Москве, а в 1918 году стал профессором кафедры механики Пермского университета. В 1920 году он, наконец, возвращается в Петроград, начинает преподавать в ряде учебных заведений, включая университет и Политехнический институт. В 1925 году он стал директором Главной геофизической обсерватории. Летом 1925 года А. А. Фридман и П. Ф. Федосеенко с научными целями поднялись на аэростате на высоту 7400 м, поставив тем самым рекорд России.

Даже этот очень неполный и краткий набросок основных этапов жизни и деятельности А. А. Фридмана наглядно иллюстрирует его удивительную разносторонность и активность. Как ученый и как организатор науки А. А. Фридман мог бы сделать еще очень многое, однако 16 сентября 1925 он безвременно (ему было всего 37 лет!) скончался от брюшного тифа.

Почти вся жизнь А. А. Фридмана уместилась в записанных сплошным текстом строчках стихотворения Леонида Мартынова:

« Фридман? До сих пор он житель лишь немногих книжных полок – математики любитель, молодой метеоролог и военный авиатор на германском фронте где-то, а поздней организатор Пермского университета на заре советской власти… Член Осоавиахима. Тиф схватив в Крыму, к несчастью, не вернулся он из Крыма. Умер, и о нем забыли. Только через четверть века вспомнили про человека, вроде как бы оценили! Молод, дерзновенья полон, мыслил он не безыдейно. Факт, что кое в чем пошел он дальше самого Эйнштейна: чуя форм непостоянство в этом мире-урагане, видел в кривизне пространства он галактик разбеганье».

1923 год:Немецкий математик Генрих Вейль отметил, что, если в модель пустой Вселенной де Ситтера добавить немного вещества, то взаимным тяготением объектов можно пренебречь, а «отталкивающее» влияние Λ-члена должно привести к разлету объектов. Для малых взаимных расстояний скорость разлета оказалась пропорциональной расстоянию между объектами. К аналогичному выводу в этом же году пришел и знаменитый английский физик и астроном Артур Эддингтон.

1924 год:Карл Вирц публикует статью под названием «Де Ситтеровская космология и радиальные движения спиральных туманностей», в которой он впервые попытался найти зависимость между красным смещением ( z) и расстоянием по данным о 42 туманностях. Расстояний до туманностей у него не было и тогда, предположив, что все они имеют одинаковый линейный размер, Вирц в качестве характеристики расстояния использовал логарифм углового диаметра. Оказалось, что, действительно, чем меньше угловой размер, тем, в среднем, больше радиальная скорость туманности. Зависимость оказалась не слишком отчетливой (коэффициент линейной корреляции был равен -0.455), однако вполне достаточной, чтобы предположить существование реальной связи между zи расстоянием.

В этом и в следующем годах подобными работами с переменным успехом занимались и другие исследователи (например, Людвиг Зильберштейн, Кнут Лундмарк, Густав Стремберг). Результаты были неуверенными, искомая зависимость оставалась миражом: «нанося лучевые скорости против относительных расстояний, мы находим, что между двумя величинами может быть связь, хотя и не очень определенная» (К. Лундмарк, 1924). Причинами такого положения являлись, во-первых, отсутствие надежных оценок расстояний до туманностей и, во-вторых, слишком маленький диапазон доступных лучевых скоростей и расстояний (к этому времени Весто Слайфер уже почти исчерпал возможности своего 24-дюймового рефрактора). Ключ к решению этих проблем был в руках у Эдвина Хаббла, который через несколько лет подключится к поиску наблюдательной зависимости между красным смещением и расстоянием.

1925 год:Жорж Леметр (рис. 18) бельгийский католический священник, астроном и математик, публикует свою первую работу по космологии. Леметр проанализировал модель, описывающую мир де Ситтера в системе отсчета, связанной с внесенными в этот мир пробными частицами. В частности, развивая соображения, высказанные ранее Эддингтоном, он дал математическое описание присущей модели де Ситтера внутренней нестатичности.

1927 год:Жорж Леметр заново открывает нестационарные решения уравнений ОТО. Чисто математически работы Леметра и Фридмана очень похожи (за исключением того, что Леметр в своих уравнениях учел вклад давления излучения). Однако в вопросе о связи модели с реальностью Леметр, сделал следующий важный шаг. Во-первых, он впервые в явном виде выписал ожидаемую в модели расширяющейся Вселенной связь между скоростью и расстоянием: ν ∝ r. Во-вторых, он проанализировал доступные данные о скоростях и расстояниях галактик (работами Хаббла было уже доказано, что «спиральные туманности» – это «внегалактические туманности» или просто «галактики») и заключил, что между ними, действительно, есть связь. Леметр даже смог оценить значение коэффициента пропорциональности H ₀зависимости ν= H ₀×r : H ₀= 625 км/с/Мпк. (Коэффициент H ₀позднее стали называть «постоянная Хаббла», а саму эту зависимость – «закон Хаббла».) В статье Леметра было впервые публично заявлено, что «скорости удаления внегалактических туманностей представляют собой космический эффект расширения вселенной».

Знал ли Леметр о работах А. А. Фридмана? В своих письмах и воспоминаниях он неоднократно писал, что не знал. Впервые о вкладе Фридмана он услышал от Эйнштейна в октябре 1927 года – через полгода после публикации своей статьи. Когда в 1931 году работа Леметра по инициативе Эддингтона была переведена на английский язык (в оригинале она была издана на французском), Леметр добавил в нее ссылку на статью Фридмана 1922 года, которой не было в исходном тексте 1927 года. (Этот нюанс иногда создает путаницу в вопросе об оригинальности работы Леметра.) Кроме того, при «переиздании» из работы Леметра выпала часть, в которой он сравнивает модель расширяющейся Вселенной с данными о лучевых скоростях галактик.

1928 год:Американский физик и математик Говард Робертсон предпринял вторую попытку оценить значение постоянной Хаббла, правда, не на основе концепции Фридмана-Леметра, а в рамках модели де Ситтера. Независимо от более ранних результатов Вейля, Эддингтона и Леметра, он пришел к выводу, что пробные частицы в модели де Ситтера будут разбегаться, причем при малых rбудет приближенно выполняться закон ν ∝ r. Взяв красные смещения Слайфера и расстояния галактик по Хабблу, Робертсон нашел, что H ₀= 461 км/с/Мпк.

В этом же году начинается программа наблюдений спектров галактик на обсерватории Маунт Вильсон. Для проверки модели де Ситтера Эдвин Хаббл составил список слабых и, вероятно, далеких галактик, у которых было бы желательно получить спектры и измерить лучевые скорости. (О работах Фридмана и Леметра Хаббл в это время не знал, хотя, возможно, знал о результатах Робертсона.) Наблюдениями по этой программе занялся Милтон Хьюмасон, а сам Хаббл посвятил себя оценкам расстояний до галактик с измеренными к тому времени красными смещениями.

1929 год:17 января в «Труды Национальной академии наук США» поступили две статьи. Первой была небольшая заметка Хьюмасона, в которой он сообщал о результатах измерения лучевой скорости галактики NGC 7619. Скорость галактики – 3779 км/с – оказалась вдвое больше, чем максимальная скорость, измеренная до этого Слайфером.

Во второй статье Хаббл приводит результаты оценки расстояний до 24 галактик, основанные в основном на предположении об одинаковой светимости ярчайших звезд в них. Сравнив эти расстояния со скоростями по данным Слайфера и отчасти Хьюмасона, Эдвин Хаббл приходит к выводу, что существует «…примерно линейная связь между скоростями и расстояниями туманностей, для которых ранее были опубликованы лучевые скорости…» (рис. 19). Наклон этой зависимости ( H ₀) составляет примерно 500 км/с/Мпк.

Рис. 19. Соотношение скорость – расстояние (по вертикальной оси отложена радиальная скорость галактики в км/с, по горизонтальной – расстояние в мегапарсеках). Из работы Хаббла 1929 года.

Рис. 20. История определения постоянной Хаббла с 20-х по 60-е годы XX века (Тамман 2006). Первые попытки ее измерения были предприняты Жоржем Леметром и Говардом Робертсоном.

По сравнению с ранними результатами других наблюдателей – в первую очередь, Карла Вирца, которого иногда называют «европейским Хабблом без телескопа», и Кнута Лундмарка – данные Хаббла выглядят гораздо более убедительными. В первую очередь это объясняется тем, что Хаббл использовал не косвенные методы оценки расстояний, которые замывали наблюдательную корреляцию, а более прямые. Позднее, однако, оказалось, что шкала расстояний Хаббла была систематически заниженной, причем избежать этого в начале XX века было практически невозможно. Например, тогда использовалось неточная калибровка соотношения период – светимость для цефеид, а именно по этой зависимости определялась светимость ярчайших звезд в ближайших галактиках. Кроме того, на применявшихся Хабблом фотопластинках у относительно далеких галактик нельзя было отличить изображения ярчайших звезд от компактных эмиссионных туманностей. Во всех этих и других систематических ошибках шкалы расстояний постепенно разобрались (рис. 20) и в настоящее время считается, что значение постоянной Хаббла близко к 70 км/с/Мпк (рис. 21).

Рис. 21. Современная версия соотношения скорость – расстояние, построенная с использованием различных методов оценки расстояний до галактик (данные Hubble Space Telescope Key Project). Числа в верхнем правом углу – значения постоянной Хаббла, соответствующие трем разным прямым на рисунке.

Можно ли считать, что работа Хаббла 1929 года ознаменовала собой открытие расширения Вселенной? Да, если смотреть в ретроспективе из нашего времени. Именно эта статья Хаббла, а также его последующая работа по уточнению наблюдательной зависимости ν – r, убедили большинство астрономов в реальности этого явления. Нет, если вернуться в 1929 год.

Хаббл, как я уже упоминал, не знал о моделях динамической Вселенной Фридмана и Леметра и предполагал, что его наблюдения могут быть использованы для проверки модели де Ситтера. В конце своей знаменитой статьи он пишет, что «зависимость скорость – расстояние может представлять собой эффект де Ситтера и, следовательно, в дискуссию об общей кривизне пространства могут быть введены количественные данные». Далее он объясняет, что имеет в виду: «В космологии де Ситтера смещение спектра может происходить по двум причинам – кажущееся замедление атомных вибраций и общая тенденция материальных частиц к разбеганию… Относительный вклад этих двух эффектов должен определять форму соотношения между расстояниями и наблюдаемыми скоростями; и в этой связи можно подчеркнуть, что линейная зависимость… является первым приближением, представляющим ограниченный диапазон расстояний».

Другими словами, есть два«эффекта де Ситтера». Первый эффект появился в 1917 году в статье де Ситтера про пустую Вселенную с лямбда-членом и он состоит в том, что у покоящихся объектов может наблюдаться красное смещение, пропорциональное квадрату расстояния до них. Второй эффект появился позднее в работах теоретиков, показавших, что пробные частицы в модели де Ситтера будут разбегаться под действием отталкивающей силы лямбда-члена, причем на малых взаимных расстояниях должна выполняться зависимость ν ∝ r. Если один из эффектов доминирует, то можно ожидать как линейную, так и квадратичную зависимость ν ∝ r. Хаббл, как следует из его слов, считает свои результаты предварительными и полагает, что при наблюдениях более далеких галактик может проявиться нелинейность зависимости ν ∝ r.

Итак, в начале 1929 года все элементы мозаики заняли свои места – было установлено, пусть еще и не слишком надежно, линейное соотношение скорость – расстояние, Фридманом была создана модель динамической, эволюционирующей Вселенной, эта модель была переоткрыта Леметром и им же сравнена с наблюдательными данными (конечно, еще не столь точными, как у Хаббла) – и, казалось бы, это должно было привести к быстрому признанию картины расширяющейся Вселенной. Однако работы Фридмана и Леметра оставались практически неизвестными, а при интерпретации зависимости скорость – расстояние преобладала осторожность.

Например, в июле 1929 года вышла «листовка» (leaflet) Тихоокеанского астрономического общества с популярным изложением результатов Хьюмасона и Хаббла. В частности, там было написано: «Сложно поверить, что скорости реальны, что вся материя в действительности разбегается от нашей области пространства. Проще предположить, что световые волны удлиняются и линии в спектрах смещаются в красную область, как будто объекты удаляются, по причине некоторого свойства пространства или за счет каких-то сил, влияющих на свет во время его долгого путешествия к Земле».

1930, 1931:Жорж Леметр, узнав о достижениях Хаббла, написал письмо Артуру Эддингтону, в котором он напомнил о своей работе 1927 года. Эддингтон, сам уже начавший заниматься построением модели нестационарной Вселенной, был огорчен, что его опередили. Однако, как он написал в письме де Ситтеру, удар был смягчен тем, что в прошлом Леметр был его – Эддингтона – студентом.

Эддингтон сразу понял значение работы Леметра и ее связь с результатами Хаббла и Хьюмасона. В этом и в последующем годах он и де Ситтер публикуют работы, обращающие внимание на результаты Леметра. Кроме того, в 1931 году по инициативе Эддингтона издается перевод статьи Леметра на английский язык. В том же 1931 году выходит капитальная статья Хаббла и Хьюмасона, в которой они подтвердили существование соотношения v – rна гораздо большем материале: «…наблюдения охватили интервал расстояний в 18 раз больший, чем было в предварительном исследовании… Но форма корреляции остается неизменной… и, таким образом, зависимость скорость – расстояние представляется общей характеристикой наблюдаемой области пространства». По-видимому, именно начало 30-х годов можно считать временем, когда окончательно сложилась концепция расширяющейся Вселенной.

К сожалению, А. А. Фридман не дожил до 30-х годов и не смог принять участие в дальнейшем развитии теории расширяющейся Вселенной. Его результаты были переоткрыты Леметром, которому принадлежат еще много интересных идей в этой области. Отчасти поэтому, вероятно, пионерский вклад Фридмана оказался «в тени» работ Леметра, который в западной литературе долго считался чуть ли не единственным автором модели расширяющейся Вселенной. В этой связи любопытно, что пионеры релятивистской космологии – де Ситтер, Леметр, Робертсон, Эддингтон и не упоминавшийся ранее Ричард Толмен – знали работы Фридмана и, пусть и далеко не всегда, ссылались на них.

Что же касается Эйнштейна, то, как было написано раньше, он публично признал справедливость результатов Фридмана еще в 1923 году. Позднее он также не раз признавал приоритет Фридмана. В 1931 году Эйнштейн, имея в виду расширяющуюся Вселенную, сказал, что первым на этот путь вступил Фридман. В том же году в устном выступлении на тему «Современное состояние теории относительности» он говорит о «русском математике», который пришел к мысли, «что видимая материянаходится в состоянии расширения». В приложении к многократно переиздававшейся книге «О специальной и общей теории относительности» Эйнштейн снова отметил, что Фридман показал, что «…уравнения поля допускают решение, в котором „радиус мира“ зависит от времени (расширяющееся пространство). В этом смысле, согласно Фридману, теория требует расширения пространства… Поэтому открытие Хаббла можно рассматривать до некоторой степени как подтверждение теории».

Эдвин Хаббл, поставивший последнюю точку в вопросе о существовании и форме соотношения v – r, относился к своему открытия неоднозначно. Он всегда активно отстаивал свой и Хьюмасона приоритет в открытии линейного соотношения между скоростью и расстоянием галактик, подчеркивал, что оно является «маунтвилсоновским достижением», но никогда не утверждал, что он открыл расширение Вселенной. Сомнения по поводу интерпретации красного смещения в спектрах галактик оставались у него до конца жизни. Например, в популярной заметке, изданной в 1946 году, он написал: «Свет, приходящий к нам от туманностей, теряет энергию, пропорционально пройденному им расстоянию. Этот факт установлен, но его объяснение все еще остается неясным». Определенная непоследовательность Хаббла в этом вопросе, возможно, помешала ему стать первым астрономом, который получил бы Нобелевскую премию по физике. К сожалению, Хаббл просто не успел ее получить – он должен был стать лауреатом премии за 1953 год, однако не дожил до нее несколько месяцев, а посмертно Нобелевская премия не вручается.

Как видно из моего рассказа (конечно, неполного), расширение Вселенной было открыто в результате многолетней и целеустремленной работы многих исследователей – как наблюдателей, так и теоретиков. В области наблюдений основополагающими были работы Слайфера, измерившего красные смещения ближайших галактик, и Хаббла, научившегося оценивать их расстояния. Теоретическая возможность нестационарности нашей Вселенной была открыта Фридманом (поэтическую Вселенную Эдгара По считать серьезной космологической моделью все-таки сложно), Леметр подтвердил это открытие и впервые сравнил наблюдения с теорией. Отчасти курьезом выглядит то, что работы Фридмана и Леметра остались незамеченными, в то время как искусственная модель де Ситтера послужила стимулом для наблюдательных работ по поиску связи νи r. Окончательный синтез теории и наблюдений сложился в начале 30-х годов, причем очень большой вклад в пропаганду новой картины Вселенной внес Артур Эддингтон.

2.2. Расширяется ли Вселенная на самом деле?

Размышляя над всей этой историей, я исходил из предпосылки, что истиной, какой бы невероятной она ни казалась, является то, что останется, если отбросить все невозможное. Не исключено, что это оставшееся допускает несколько объяснений. В таком случае необходимо проанализировать каждый вариант, пока не останется один, достаточно убедительный.

Артур Конан Дойл

Почему все так уверены, что Вселенная действительно расширяется? В научной литературе реальность расширения уже почти не обсуждается, так как профессиональные ученые, знающие проблему во всей ее полноте, в этом практически не сомневаются. Активные обсуждения этого вопроса часто вспыхивают на разного рода интернет-форумах, где представители так называемой «альтернативной науки» (в противовес «ортодоксальной») снова и снова пытаются «изобрести велосипед» и найти другое, не связанное с удалением объектов, объяснение наблюдаемому в спектрах галактик красному смещению. Такие попытки, как правило, основаны на незнании того, что, помимо красного смещения, есть и другие свидетельства в пользу реальности космологического расширения. Строго говоря, стационарность Вселенной была бы гораздо большей проблемой для науки, чем ее расширение!

Современная наука представляет собой плотно сотканную ткань взаимосвязанных результатов или, если угодно, постоянно строящееся здание, из основания которого уже нельзя вытащить ни один из кирпичей без того, чтобы все здание не рухнуло. Расширение Вселенной и созданная на его основе картина строения и эволюции Вселенной и составляющих ее объектов – один из таких базовых результатов современной науки.

Но сначала несколько слов о недоплеровской интерпретации красного смещения. Вскоре после открытия зависимости zот расстояния возникла – и это вполне естественно – идея, что красное смещение может быть связано не с удалением объектов, а с тем, что по пути от далеких галактик часть энергии фотонов теряется и, следовательно, длина волны излучения увеличивается, оно «краснеет». Приверженцами такой точки зрения были, к примеру, один из основоположников астрофизики в России А. А. Белопольский, а также Фриц Цвикки – один из самых нестандартно мыслящих и плодотворных астрономов XX века. К подобному объяснению zвремя от времени склонялся и сам Хаббл. Вскоре, однако, выяснилось, что подобные процессы потери энергии фотонами должны сопровождаться размыванием изображений источников (чем дальше галактика, тем сильнее размытие), что не наблюдалось. Другой вариант этого сценария, как было показано советским физиком М. П. Бронштейном, предсказывал, что эффект покраснения должен быть разным в разных частях спектра, то есть он должен зависеть от длины волны. К началу 60-х годов XX века развитие радиоастрономии закрыло и эту возможность – для данной галактики величина красного смещения оказалась не зависящей от длины волны. Знаменитый советский астрофизик В. А. Амбарцумян еще в 1957 году резюмировал ситуацию с разными вариантами интерпретации красного смещения таким образом: «Все попытки объяснить красное смещение каким-либо механизмом, отличным от принципа Доплера, окончились неудачей. Эти попытки вызывались не столько логической или научной необходимостью, сколько известным страхом… перед грандиозностью самого явления…».

Рассмотрим теперь несколько наблюдательных тестов, поддерживающих картину глобального космологического расширения Вселенной. Первый из них был предложен еще в 1930 году американским физиком Ричардом Толменом. Толмен обнаружил, что так называемая поверхностная яркость объектов будет вести себя по-разному в стационарной и в расширяющейся Вселенной.

Поверхностная яркость – это просто энергия, излучаемая единицей площади объекта в единицу времени (например, за секунду) в каком-нибудь направлении или, более точно, в единице телесного угла. В стационарной Вселенной, в которой причиной красного смещения является какой-то неизвестный закон природы, приводящий к уменьшению энергии фотонов по пути к наблюдателю («старение» или «усталость» фотонов), поверхностная яркость объекта должна уменьшаться пропорционально величине 1 + z. Это означает, что, если галактика находится на таком расстоянии, что для нее z= 1, то она должна выглядеть в два раза тусклее по сравнению с такими же галактиками вблизи нас, то есть при z= 0.

В расширяющейся Вселенной зависимость яркости (имеется в виду болометрическая, то есть полная, просуммированная по всему спектру, яркость) от красного смещения становится гораздо сильнее – она спадает как (1 + z) ⁴. В этом случае объект с z= 1 будет выглядеть уже не в 2, а в 16 раз более тусклым. Причиной столь сильного падения яркости является то, что, помимо уменьшения энергии фотонов из-за красного смещения, при реальном удалении галактик начинают работать дополнительные эффекты. Так, каждый новый фотон, испускаемый далекой галактикой, будет добираться до наблюдателя с все большего расстояния и тратить на дорогу все большее время. Интервалы между приходами фотонов возрастут и, значит, за единицу времени на приемник излучения будет попадать меньше энергии и наблюдаемая нами галактика будет казаться слабее. Кроме того, в случае реального расширения зависимость углового размера галактики от zбудет другой, чем для стационарной Вселенной, что также приводит к изменению ее наблюдаемой поверхностной яркости.

Тест Толмена выглядит очень простым и наглядным – действительно, достаточно взять два сходных объекта на разных красных смещениях и сравнить их яркости. Однако технические сложности его осуществления таковы, что применить этот тест смогли лишь относительно недавно – в девяностых годах XX века. Сделал это ученик и последователь Хаббла знаменитый американский астроном Алан Сендидж [13]13
  Как вспоминал Сендидж, Хаббл плохо реагировал на критику и, когда Джесси Гринстейн в конце 1930-х годов опубликовал заметку, в чем-то опровергавшую его результаты, Хаббл был недоволен. В конце 1940-х годов Гринстейн перебрался в Калифорнийский университет и по совместительству стал работать в обсерватории Маунт Вилсон, где с 1919 года уже работал Хаббл. Сендидж отметил, что Хаббл и Гринстейн так и не стали близкими коллегами и их отношения всегда оставались холодными.
  Летом 1949 года Хабблу для работы на Маунт Вилсон понадобился студент. Он обратился с этим вопросом к Гринстейну и тот порекомендовал ему Сендиджа. Таким образом, с начала 1950 года Алан Сендидж стал сотрудником Хаббла. Свои воспоминания о том времени Сендидж закончил вопросом: «Кого бы Гринстейн послал к Хабблу, если бы они были друзьями?».


[Закрыть]. Совместно с разными коллегами Сендидж опубликовал целую серию статей, в которых он рассмотрел тест Толмена для далеких эллиптических галактик.

Эллиптические галактики примечательны тем, что они относительно просто устроены. В первом приближении их можно представить как гигантские конгломераты родившихся практически одновременно звезд, имеющие сглаженное, без каких-либо особенностей, крупномасштабное распределение яркости (ярчайшие галактики на рис. 16 относятся как раз к этому типу). У эллиптических галактик существует простое эмпирическое соотношение, связывающие воедино их основные наблюдательные характеристики – размер, поверхностную яркость и разброс скоростей звезд вдоль луча зрения. (При определенных допущениях это соотношение является следствием предположения об устойчивости эллиптических галактик.) Разные двумерные проекции этой трехпараметрической зависимости также показывают хорошую корреляцию например, существует зависимость между размером и яркостью галактик. Значит, сравнивая эллиптические галактики одного характерного линейного размера на разных z,можно реализовать тест Толмена.

Примерно так и действовал Сендидж. Он рассмотрел несколько скоплений галактик на z ~ 1 и сравнил поверхностные яркости наблюдаемых в них эллиптических галактик с данными для подобных галактик вблизи нас. Для корректности сравнения Сендиджу пришлось учесть ожидаемую эволюцию яркостей галактик за счет «пассивной» эволюции составляющих их звезд, однако эта поправка в настоящее время определяется вполне надежно. Результаты оказались однозначными – поверхностная яркость галактик изменяется пропорционально 1/(1 + z)4 и, следовательно, Вселенная расширяется. Модель стационарной Вселенной со «стареющими» фотонами не удовлетворяет наблюдениям.

Еще один интересный тест был также предложен очень давно, а реализован лишь относительно недавно. Фундаментальным свойством расширяющейся Вселенной является кажущееся замедление времени у далеких объектов. Чем дальше от нас в расширяющейся Вселенной находятся часы, тем медленнее, как нам кажется, они идут – на больших zдлительность всех процессов кажется растянутой в (1 + z) раз (рис 22). (Этот эффект подобен релятивистскому замедлению времени в специальной теории относительности.) Поэтому, если найти такие «часы», которые можно наблюдать на больших расстояниях, то можно непосредственно проверить реальность расширения Вселенной.

Рис. 22. Импульсы, испущенные далеким объектом на красном смещении zс интервалом в 1 секунду, доберутся до нас с интервалами 1 + zсекунд.

В 1939 году американский астроном Олин Вилсон опубликовал заметку, в которой он отметил удивительное постоянство формы кривых блеска сверхновых звезд (см. пример кривой блеска сверхновой Тихо Браге на рис. 4, а также рис. 23) и предложил использовать эти кривые в качестве «космологических часов». Вспышка сверхновой – это один из самых мощных катастрофических процессов во Вселенной. В ходе такой вспышки звезда со скоростью ~ 10 ⁴ км/с сбрасывает оболочку с массой, сравнимой с массой Солнца. При этом звезда становится ярче в десятки миллионов раз, и в максимуме блеска она способна затмить всю галактику, в которой она вспыхнула. Столь яркий объект, естественно, виден на очень больших, космологических расстояниях. Как можно использовать кривые блеска сверхновых в качестве «часов»? (Их можно использовать и в качестве «стандартной свечи», но об этом я расскажу чуть позже.) Во-первых, не все сверхновые одинаковы по своим наблюдательным проявлениям и по кривым блеска. Их делят на два типа (I и II), а те в свою очередь подразделяют на несколько подтипов. В дальнейшем мы будем обсуждать только кривые блеска сверхновых типа Ia. Во-вторых, даже у этого типа звезд кривые блеска на первый взгляд выглядят очень разнообразными и совсем не очевидно, что с ними можно сделать. Например, на рисунке 23 показаны наблюдаемые кривые блеска нескольких близких сверхновых типа Ia. Эти кривые довольно сильно отличаются: например, светимости показанных на рисунке звезд в максимуме блеска различаются почти в три раза.

Рис. 23. Кривые блеска SN Ia: на верхнем рисунке показаны наблюдаемые кривые, на нижнем они сведены в одну с учетом корреляции между формой кривой блеска и светимостью сверхновой в максимуме. По горизонтальной оси отложены дни после максимума блеска, по вертикальной – абсолютная звездная величина (мера светимости). По данным проекта Calan-Tololo Supernova Survey

Ситуацию спасает то, что разнообразие форм наблюдаемых кривых блеска подчиняется четкой корреляции: чем ярче SN в максимуме, тем более плавно затем спадает ее яркость. Эта зависимость была открыта советским астрономом Юрием Псковским еще в 1970-х годах и позднее – уже в 1990-х – была подробно изучена другими исследователями. Оказалось, что с учетом этой корреляции кривые блеска SN Ia удивительно однородны (см. рис. 23) – например, разброс светимостей SN Ia в максимуме блеска составляет лишь около 10 %! Следовательно, изменение блеска у SN Ia может рассматриваться как стандартный процесс, длительность которого в локальной системе отсчета хорошо известна. Использование этих «часов» показало, что у далеких сверхновых (сейчас обнаружено уже несколько десятков SN с z> 1) изменения видимого блеска и спектра замедлены на множитель (1 + z). Это является непосредственным и очень сильным аргументом в пользу реальности космологического расширения. Еще одним аргументом является согласие возраста Вселенной, получаемого в рамках модели расширяющейся Вселенной, с возрастом реально наблюдаемых объектов. Расширение означает, что с течением времени расстояния между галактиками увеличиваются. Мысленно обратив этот процесс вспять, мы приходим к выводу, что это глобальное расширение должно было когда-то начаться. Зная текущий темп расширения Вселенной (он определяется значением постоянной Хаббла) и баланс плотностей составляющих ее подсистем (обычное вещество, темная материя, темная энергия), можно найти, что расширение началось примерно 14 миллиардов лет назад. Значит, мы не должны наблюдать в нашей Вселенной объекты с возрастом, превышающим эту оценку.