Закон Хаббла і вимірювання відстаней до галактик
Більшість спостережних фактів, які стосуються Всесвіту в цілому, були отримані за допомогою дослідження зоряних систем – галактик.
Ще на початку нашого століття було встановлено, що в спектрах більшості галактик (за винятком одиниць) лінії всіх хімічних елементів зміщені в червону сторону. Мірою цієї червоного зсуву є величина z, що визначається за формулою:
Z = (λ’-λ0) / λ0,
(2.1)
Де λ0 – довжина світлової хвилі, характерна для даного елемента і λ ‘- довжина хвилі, яку реєструє земний спостерігач. Для всіх елементів величина z одна і та ж. Зсув у спектрах галактик пояснюється ефектом Доплера, згідно з яким чим швидше віддаляється від нас який-небудь об’єкт, тим більше величина червоного зсуву (при наближенні об’єкта спостерігається фіолетове зсув). Якщо швидкість v видалення об’єкту багато менше швидкості світла c, то зв’язок між v і z наступна:
v = cz.
Оскільки швидкість v спрямована вздовж променя зору, її називають променевої.
Рис. 2.3.1. Едвін Пауелл Хаббл (1889-1953).
У 1929 році американський астроном Едвін Хаббл (рис. 2.3.1) зробив чудове відкриття: променева швидкість v будь галактики (виміряна за допомогою червоного зсуву) пропорційна відстані r від неї:
V = Hr,
де H – коефіцієнт пропорційності, званий постійної Хаббла. Це співвідношення називається законом Хаббла. Зауважимо, що сама далека галактика, відома на сьогоднішній день, має червоний зсув z = 6.68 (за непідтвердженими поки повідомленнями, відкриті кілька галактик з z> 10).
В даний час закон Хаббла вважається встановленим досить надійно. Для його докази достатньо виміряти відносні відстані до галактик (тобто, грубо кажучи, встановити, у скільки разів одна галактика далі іншої). Головним методом вимірювання позагалактичних відстаней є метод “стандартної свічки”, що полягає в наступному: вибирається клас об’єктів з відомою (або легко обчислюється) потужністю випромінювання L (світність). В допомогою астрономічних інструментів вимірюється потік випромінювання j від цього об’єкта на Землі. Але потік послаблюється обернено пропорційно квадрату відстані, j = L / 4πr2. Звідси обчислюється відстань до об’єкта (підкреслимо, що для обчислення відносних відстаней немає необхідності знати саму світність стандартної свічки, достатньо знати, що вона дійсно незмінна від об’єкта до об’єкта).
Едвін Хаббл використав у цій якості цефеїди – пульсуючі змінні зірки, світність яких тим більше, чим більше період зміни їх блиску. Цефеїди в цій якості використовуються і понині, хоча вони їх видно на відстані менше 100 млн св. років. Набагато більш яскравими об’єктами є грандіозні зоряні вибухи – наднові зірки. Їх відомо кілька різновидів, але найкраще на роль стандартних свічок підходять наднові типу Ia (СН-Ia), що мають одну і ту ж світність – близько 10 млрд светимостей Сонця. Вибухи СН-Іа відбуваються тоді, до складу подвійної зірки входить звичайна зірка і надщільна зірка – білий карлик, на яку випадає речовина з звичайної зірки. Із законів квантової механіки слід існування верхнього межа маси білого карлика – 1.4 маси Сонця (межа Чандрасекара). Трохи тільки маса карлика разом з масою випав на нього речовини перевершує цю межу, білий карлик стає нестійким і вибухає, від нього залишається тільки оболонка, що розширюється з величезною швидкістю – до декількох тисяч км / сек. Оскільки ці вибухи відбуваються, як тільки маса перевалює за межу Чандрасекара, все СН-Іа мають приблизно однакові максимальні світності і тому часто використовуються як “стандартних свічок”, а оскільки вони спостерігаються з величезних відстаней, їх використовують для визначення відстаней до віддалених галактик. Цей метод підтверджує справедливість закону Хаббла аж до величезних відстаней – більше мільярда світлових років (рис. 2.3.2).
Набагато важче виміряти значення постійної Хаббла, адже для цього потрібно знати не тільки відносні, а й абсолютні відстані до галактик. За оцінками самого Хаббла, H ~ 550 км / (с – Мпк). У 1958 році його учень Алан Сендіджа встановив, що великий астроном значно применшував відстані до галактик; за оцінкою Сендідж, постійна Хаббла укладена в межах H ~ 50-100 км / (с – Мпк). Часто постійну Хаббла виражають у вигляді H = h – 100 км / (с – Мпк). Сам Сендідж разом з швейцарським астрономом Густавом Тамман отримали значення h ~ 0.55, але багато інших астрономи перш схилялися до оцінки h ~ 0.95.
Останні кілька років ознаменувалися помітним прогресом у визначенні позагалактичних відстаней. У першу чергу, це пов’язано з діяльністю Космічного телескопа ім. Хаббла (Hubble Space Telescope, HST) – рефлектора з дзеркалом діаметром 2.4 метра, що звертається по орбіті навколо Землі. Зокрема, за допомогою цього телескопа здійснюється проект пошуку цефеїд в далеких галактиках. Лідер цього проекту Венді Фрідман та її колеги дають оцінку h ~ 0.70. Багато інших вчення вважають, однак, що, оскільки цефеїди вдається виявити тільки в досить близьких галактиках, значення постійної Хаббла, виміряний за допомогою цих зірок, не може характеризувати Всесвіт у цілому. На HST ведеться також пошук СН-Ia на космологічних відстанях; деякі з цих зірок спалахнули в тих же галактиках, відстані до яких удалося виміряти за допомогою цефеїд, що дозволило Алану Сендідж, Густаву Таммані і їх співробітникам оцінити світність СН-Ia і з їх допомогою можна виміряти відстані до дуже далеких галактик. Значення постійної Хаббла, знайденої цим методом, виявилося h ~ 0.58. Інша група астрономів також за допомогою СН-Ia отримала значення h ~ 0.65. Більшість сучасних оцінок постійної Хаббла лежать в інтервалі 0.55 <h <0.75, тобто
55 км / (с – Мпк) <H <75 км / (с – Мпк).
Для численних оцінок ми будемо використовувати значення h = 0.65.
(2 votes, average: 2.50 out of 5)