Вселенная

Расстояния до отдаленных галактик были определены путем сравнения их видимой яркости с видимой яркостью ближайших галактик, расстояние до которых в свою очередь определялось с помощью цефеид. Наиболее же точно и надежно определенным расстоянием считалось расстояние до галактики Андромеды. Если расстояние до галактики Андромеды было определено неправильно, то неверными оказывались и все остальные расстояния — неверным оказывался самый масштаб Вселенной.
В начале же 50-х годов возникло и все более крепло неприятное подозрение, что расстояние до галактики Андромеды и в самом деле определено неверно. Если Андромеда действительно находилась от нас в 800 000 световых лет, как, по видимому, указывали цефеиды, то возникали некоторые несуразности. Например, галактика Андромеды оказывалась гораздо меньше нашей собственной Галактики — в четыре раза. Само по себе это было еще не страшно, но все галактики, величину которых удавалось определить, почему-то тоже оказывались гораздо меньше нашей Галактики.

Можно было, конечно, сказать, что какая то одна галактика должна превосходить по величине все остальные, а мы как раз и оказались обитателями такой галактики. Но почему наша Галактика была настолько больше всех остальных?
Каков бы ни был процесс образования галактик, они при возникновении обладали самыми разными размерами. Тот факт, что наша Галактика намного больше Магеллановых Облаков, оспорить не мог никто, как и то, что галактика Андромеды намного превосходит по величине своих спутников — галактики М 32 и М 33. Но каждый размер галактик был представлен многими экземплярами, и ни одна галактика не была единственной в своем роде — исключительно маленькой или исключительно большой. Ни одна, кроме нашей собственной. Наша Галактика стояла особняком, намного превосходя по величине все остальные.
Кроме того, форма нашей Галактики никак не соответствовала подобной величине. Во всех случаях, когда удавалось сравнить различные галактики, гигантами среди них неизменно оказывались эллиптические галактики и особенно шаровидные галактики класса ЕО. Почему же самая большая из галактик — наша Галактика — была спиральной?
И в довершение всего не только сама наша Галактика была больше всех остальных, но и входившие в ее состав части были больше и ярче соответствующих частей других галактик, например Андромеды.
Так, у галактики Андромеды имеется ореол шаровых скоплений вокруг ее центра, как и у нашей Галактики. Количество шаровых скоплении, их внешний вид и распределение в обеих галактиках очень сходны. Однако, исходя из видимой яркости отдельных шаровых скоплений в Андромеде и принимая расстояние до нее в 800 000 световых лет, можно рассчитать их реальную светимость. И оказывается, что шаровые скопления в Андромеде в среднем более чем вчетверо уступают в яркости нашим и вдвое меньше их по диаметру. Даже у отдельных звезд проявляется та же странность. Обычная Новая, вспыхивающая в Андромеде, как правило, в максимуме значительно уступает Новым нашей Галактики, если считать, что расстояние до нее равно 800 000 световых лет.
Однако предположить, что не только наша Галактика— колосс среди галактик, но и ее шаровые скопления — колоссы среди шаровых скоплений, а звезды — колоссы среди звезд, было бы уже слишком. Создавалось впечатление, что мы смотрим на галактику Андромеды (а следовательно, и на все остальные галактики) через уменьшительное стекло. Поскольку все наши сведения о галактике Андромеды зависели от расстояния до нее, неизбежно должен был возникнуть вопрос, правильно ли было определено это расстояние. А так как цифра, принятая в 1950 г. была получена с помощью цефеид, то не мог не возникать вопрос а правилен ли этот масштаб? В начале 50-х годов этим вопросом занялся Бааде Он исходил из того, что звезды Магеллановых Облаков и шаровых скоплений нашей Галактики принадлежат к населению II, т.е. более однородны и слабее по блеску, чем звезды населения I. Следовательно, для установления соотношения период — светимость использовались цефеиды также населения II, и они же использовались для определения масштаба нашей Галактики и расстояния до Магеллановых Облаков.
Однако те цефеиды, которые использовались для определения расстояния до галактики Андромеды (а следовательно, косвенным образом и для определения расстояний до всех отдаленных галактик), находились в спиральных ветвях Андромеды, так как голубовато-белые гиганты населения I этих ветвей были наиболее заметны на огромном расстоянии, отделяющем от нас Андромеду. Так, может быть, цефеиды населения I в спиральных ветвях Андромеды не подчиняются тому соотношению период—светимость, которому подчиняются цефеиды населения II, наблюдавшиеся Ливитт и Шепли? Между этими двумя типами цефеид существовали заметные различия. Цефеиды населения II включали значительное число звезд с особо короткими периодами — от одного часа до полусуток. Однако среди цефеид населения I такие периоды крайне редки, а более обычны периоды от нескольких дней до нескольких недель. Во вторых, цефеиды населения II в среднем были меньше и слабее, чем цефеиды населения I. Это второе различие маскировалось тем обстоятельством, что цефеиды населения I в нашей Галактике находились в богатых пылью спиральных ветвях, а их ослабление и покраснение из за межзвездной пыли недооценивались.
Собственно говоря, цефеиды населения II настолько отличались от других переменных звезд., что даже получили особое название. Они называются звездами типа RR Лиры в честь RR Лиры, первой и чуть ли не самой яркой из изученных звезд этого типа. Звезды типа RR Лиры постоянно обнаруживаются в шаровых скоплениях, а потому их иногда называют переменными скоплений.
Бааде тщательно изучил по отдельности цефеиды населения II и цефеиды населения I и в сентябре 1952 г. объявил, что соотношение период—светимость в том виде, в каком оно было сформулировано Ливитт и Шепли, верно только для цефеид населения II. Следовательно, расстояние до Магеллановых Облаков и размеры нашей Галактики были определены правильно. Однако цефеиды населения I выказывали несколько иную зависимость и при равной длине периода были на одну — две звездные величины ярче, чем следовало из соотношения, принятого Шепли.
Посмотрим, к чему это приводит. Предположим, что мы наблюдаем далекую цефеиду с периодом, который соответствует абсолютной величине —1. Это означает, что если бы она находилась от нас на расстоянии в 32,5 световых года (10 парсек), то имела бы видимую величину — 1. Для тою чтобы ее блеск уменьшился с —1 до ее видимой звездной величины — примерно 20, — звезда должна находиться от нас примерно в 24 000 раз дальше, чем 32,5 световых года, т.д. на расстоянии в 800 000 световых лет.
Но предположим, что, согласно новой шкале период—светимость Бааде для цефеид населения I, данная цефеида будет иметь абсолютную величину не —1, а —3. Тогда она будет в 6 раз ярче, чем считалось раньше. Для того чтобы такая, в 6 раз более яркая звезда имела видимую величину около 20, ее пришлось бы поместить соответственно дальше — расстояние до нее было бы в 58 000 раз больше, чем 32,5 световых года, т е равнялось бы примерно 2 000 000 световых лет.
После исправления цефеидного масштаба и внесения некоторых дополнительных уточнений, которые представляются необходимыми, расстояние до галактики Андромеды было оценено примерно в 2 300 000 световых лет. Все другие галактики, расположенные дальше Андромеды, также должны быть пропорционально отодвинуты. Этим была немедленно уничтожена загадочная неповторимость нашей Галактики. Если Андромеда находится от нас на расстоянии в 2 300 000 световых лет (а не каких-то 800 000 световых лет) и все-таки кажется в телескоп такой большой и яркой, следовательно, она должна быть больше и ярче, чем считалось прежде.

Рис. Два населения цефеид.

Теперь принято считать, что галактика Андромеды даже несколько больше нашей Галактики. Андромеда содержит, возможно, 200 000 000 000 звезд. Кроме того, ее шаровые скопления, которые тоже оказались дальше от нас, чем предполагалось, должны быть больше и ярче, чем думали раньше — собственно говоря, они так же велики и ярки, как шаровые скопления нашей Галактики. И все другие галактики теперь тоже оказались больше и ярче, чем предполагалось раньше, — многие из спиральных галактик соперничают по величине с нашей Галактикой, а некоторые шаровидные галактики, возможно, превосходят ее в 10, а то и в 30 раз.
Наша Галактика остается гигантской, но она уже не единственная в своем роде диковинка.
Поскольку этот новый масштаб расстояний убрал из галактической картины наиболее вопиющие несообразности, астрономы надеются, что их нынешняя шкала соответствует действительности. Во всяком случае, за годы, прошедшие с тех пор, как Бааде внес свою поправку, не было обнаружено ничего, что могло бы породить сомнения в ее правильности. Более того, уже после смерти Бааде, умершего в 1960 г. астрономы, в том числе американский астроном русского происхождения Сергей Илларионович Гапошкин (род в 1898 г), продолжали изучать сделанные им с помощью 200 дюймового телескопа фотографии Андромеды и полностью подтвердили его выводы.
Новая шкала расстоянии, разумеется, никак не повлияла на измерения красного смещения. Эти измерения не зависят от расстояний. Скопление галактик в Деве удаляется от нас со скоростью в 1140 км/сек, каково бы ни было расстояние до него. Сравнение яркости самого яркого из его членов и яркости галактики Андромеды по-прежнему показывает, что оно находится в 16,5 раз дальше от нас, чем эта последняя.
Но теперь, когда по новой оценке расстояние до самой Андромеды было утроено, следует утроить и расстояние до скопления в Деве. Следует считать, что оно находится от нас на расстоянии, равном 2300000 X 16,5 световых лет, т e примерно 38 000 000 световых лет, а не 13 000 000.

Для определения постоянной Хаббла мы делили скорость удаления галактики или скопления галактик на расстояние, выраженное в миллионах световых лет. Теперь вместо того, чтобы делить 1140 на 13, мы должны делить это число на 38, так что постоянная Хаббла оказывается равной не 88, а 30. Если эта цифра и неточна, то скорее в сторону преувеличения А потому примем величину постоянной Хаббла за 24.
Для определения того расстояния, на котором галактика будет удаляться от нас со скоростью света, вернемся еще раз к уравнению D = V/k, принимая V равным 300 000, a k на этот раз 24. Тогда D оказывается равным 12 500, и поэтому мы можем сказать, что галактика, удаленная от нас на 12 500 миллионов световых лет или на 12,5 миллиарда световых лет, обнаружена нами быть не может. Это предел наблюдаемой Вселенной, или радиус Хаббла.
Другими словами, мы можем сказать, что диаметр сферы наблюдаемой Вселенной (с Землей в центре) равен 25 миллиардам световых лет. Этот диаметр почти в четыре раза больше того, который считался верным еще в 1950 г.