Астрономия для "чайников"
Шрифт:
А в возрасте примерно 300 тысяч лет Вселенная остыла достаточно для того, чтобы электроны объединились с атомными ядрами. И когда произошло это объединение, поглощающий туман рассеялся. И свет, который излучала Вселенная в возрасте 300 тысяч лет, мы сегодня регистрируем как микроволны и излучение дальней инфракрасной области спектра.
Когда космический микроволновой фон впервые обнаружили в 1960-х годах, казалось, что у него по всему небу совершенно одинаковая температура. Не было видно никаких пятен, которые были бы хоть немного горячее или холоднее. И это было непонятно, потому что незначительные колебания температуры необходимы для объяснения того, как во Вселенной из однородного "бульона" частиц и излучения в конце
Согласно теории, юная Вселенная не была абсолютно однородной. Должны были существовать места с чуть более высокой и чуть более низкой плотностью (ведь и в каше бывают комки), где больше или меньше атомов в расчете на кубический сантиметр соответственно. Это и есть те "семена", источники, вокруг которых начала накапливаться материя и возникли галактики. И эти колебания плотности сегодня должны наблюдаться в виде незначительных колебаний температур космического микроволнового фона.
В 1992 году спутник NASA для исследования космического фона (Cosmic Background Explorer), который измерил температуру микроволнового фона с небывалой точностью, получил сенсационные результаты: он обнаружил горячие и холодные пятна в космическом микроволновом фоне.
На самом деле обнаруженные температурные колебания очень незначительны — меньше чем на десятитысячную долю градуса по Кельвину выше или ниже средней температуры, равной 2,73 °К. Тем не менее эти "космические неровности" достаточно велики для того, чтобы послужить причиной формирования структур во Вселенной.
Постоянная Хаббла и возраст Вселенной
Каков возраст Вселенной? После многолетних ожесточенных споров некоторые астрономы пришли к выводу, что они установили это число — с точностью примерно 10 %. По их оценкам, Вселенной или около 12, или около 13,5 миллиарда лет. Первая цифра означает, что Вселенная будет расширяться вечно, но все медленнее и медленнее, а вторая — что какая-то таинственная сила ускоряет расширение Вселенной (см. раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" выше в этой главе) [39] .
39
По последним научным данным, возраст Вселенной составляет 13,7 млрд. лет (с точностью до 200 млн. лет).
Насколько быстро движутся галактики?
Оценки возраста Вселенной в значительной степени зависят от числа, которое занимало астрономов в течение десятилетий, — это постоянная Хаббла, представляющая собой скорость расширения Вселенной в настоящее время. Поиски этого числа начались в 1929 году, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил доказательства того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. В частности, он сделал замечательное открытие: все далекие галактики (находящиеся за пределами Местной Группы Галактик, о которой говорилось в главе 12), похоже, удаляются от нашей родной галактики, Млечного Пути.
При этом Хаббл обнаружил, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Представим, например, две галактики, одна из которых в 2 раза дальше от Млечного Пути, чем другая. Так вот: галактика, которая в 2 раза дальше, удаляется в 2 раза быстрее. (По общей теории относительности Эйнштейна сами галактики не движутся; расширяется ткань пространства, в которую они включены.) Это соотношение называется законом Хаббла.
Непостоянная постоянная?
Ученые вычисляют величину Н 0делением скорости движения галактик на расстояние до них. Скорость получить просто: астрономы анализируют длины световых волн, излучаемых или поглощаемых галактикой. Свет от объекта, который удаляется от Земли, смещается в красную область спектра, т. е. в область больших длин волн. Чем больше красное смещение, тем быстрее удаляется от нас галактика.
А вот измерить расстояние до галактики гораздо труднее.
Чтобы точно измерить скорость расширения Вселенной, астрономы должны оценить расстояние до очень отдаленных галактик, находящихся на расстоянии 600 миллионов (или больше) световых лет от Земли. На меньших расстояниях расширению частично противодействует гравитационное притяжение галактик, которые находятся сравнительно недалеко от Млечного Пути.
Но у астрономов нет абсолютно надежного способа непосредственного измерения расстояний до отдаленных галактик. Вместо этого им приходится довольствоваться разнообразными косвенными методами. Делая калибровку расстояния до соседних галактик, а затем двигаясь дальше, шаг за шагом, к более отдаленным галактикам, астрономы постепенно, по кусочкам, составляют "измерительную линейку" для Вселенной.
Как измеряют расстояния до галактик
Для большинства стратегий измерения расстояния требуется нечто вроде стандартной свечи, космического эквивалента электрической лампочки известной мощности.
Предположим, вы считаете, что вам известен истинный блеск, или светимость, звезды определенного типа. Свет от отдаленного источника тускнеет пропорционально квадрату расстояния. Поэтому степень тусклости этой звезды в далекой галактике показывает, насколько эта галактика далека.