Большое космическое путешествие - читать онлайн книгу. Автор: Нил Деграсс Тайсон, Майкл Стросс, Дж. Ричард Готт cтр.№ 60

Рис. 13.6. Галактика Головастик, снимок космического телескопа «Хаббл». На самом деле это две слившиеся галактики, и в процессе слияния у них вырос длинный хвост. На снимке заметно множество тусклых, более далеких галактик. Снимок предоставлен: Научно-инженерная группа по обслуживанию усовершенствованной обзорной камеры (ACS), NASA

Нужно еще кое-что добавить к рассказу о галактике Головастик. Если присмотреться, то можно заметить в кадре россыпь гораздо более мелких галактик. Это полноценные галактики, которые просто расположены гораздо дальше (поэтому они кажутся тусклее и меньше). До некоторых – миллиарды световых лет. Их свет летел к нам миллиарды лет; мы наблюдаем эти галактики не в нынешнем виде, а такими, каковы они были в гораздо более молодой Вселенной. Телескоп – это машина времени: он показывает далекое прошлое и позволяет изучать процессы развития галактик в масштабах космического времени. Разумеется, каждую галактику мы видим лишь в определенный момент ее истории, но, сравнивая свойства далеких галактик, наблюдаемых в окружающей Вселенной, можно размышлять о том, как совокупность галактик менялась в течение миллиардов лет, а далее переходить к вопросам, когда образовались галактики и почему некоторые из них спиральные, а другие – эллиптические.

При очень длительных экспозициях телескоп «Хаббл» показал тысячи тусклых далеких галактик на небольшом участке неба, занимающем всего несколько минут дуги (см. рис. 7.7). Итак, в наблюдаемой Вселенной порядка 100 миллиардов галактик. Каждая из этих едва различимых точек – это целая галактика, такая же, как Млечный Путь, и в ней более 100 миллиардов звезд. Умножив 10¹¹звезд на 10¹¹ галактик, делаем вывод, что в наблюдаемой части Вселенной около 10²² звезд, это поистине умопомрачительное число. Что мы понимаем под «наблюдаемой частью Вселенной»? Как образуются галактики? Чтобы ответить на эти вопросы, нужно понять, как развивается сама Вселенная, – именно к этому вопросу мы сейчас и переходим.

Автор: Майкл Стросс

Изучая природу небесных объектов, астрономы придерживаются одной из двух основных стратегий. Одна – фотографировать объекты, измерять их размеры и яркость. Вторая – измерять спектры. Как мы уже знаем, по спектрам звезд можно определять температуру их поверхности, а также их химический состав. Вооружившись этими знаниями и информацией с диаграммы Герцшпрунга – Расселла, можно определить размер, массу звезды и то, на каком этапе эволюции она находится.

Что могут поведать о физической природе галактик их спектры? Астрономы начали измерять спектры галактик около 100 лет назад, примерно в 1915 году. Галактики тусклые, телескопы тогда были меньше, и приборы – гораздо менее чувствительны, чем сегодня. Поэтому измерение спектра галактик превращалось в многочасовую работу. Но в этих первых спектрах обнаружились такие же линии поглощения, как и в звездах (например, в звездах спектральных классов G и K), – и астрономы сразу же поняли, что галактики состоят из звезд. Эдвин Хаббл пришел к такому же выводу, когда десять лет спустя анализировал детальные снимки туманности Андромеды (об этом шла речь в главе 13). Спектры галактик оказались приятно знакомы астрономам, привыкшим изучать спектры звезд. Однако быстро обнаружилось важное отличие. Длина волн в линиях поглощения от таких элементов, как кальций, магний и натрий, немного отличалась от значений, наблюдаемых в спектрах звезд. Как правило, все спектральные линии в каждой отдельной галактике систематически смещались в сторону красной области спектра. Этот феномен называется «красное смещение».

Чтобы понять принцип красного смещения, достаточно встать на оживленном перекрестке и послушать, как гудят проезжающие мимо мотоциклы. Когда мотоцикл приближается к вам, он издает высокий звенящий звук. Затем, когда он удаляется, звук мотора становится заметно ниже. Получается такое «иииаааоооууу».

Звук, издаваемый мотоциклом, – это упругая волна, распространяющаяся в воздухе, которая, как и свет, имеет определенную длину и частоту; чем выше частота (и чем меньше длина волны), тем выше будет звук, который мы услышим. Движущийся мотоцикл распространяет вокруг множество таких волновых гребней, и чем он ближе, тем теснее идут друг за другом гребни волн и тем выше звук. Напротив, когда мотоцикл удаляется, достигающие вас волны вытягиваются, и поэтому звук кажется ниже. Этот эффект, впервые описанный в 1842 году австрийцем Кристианом Доплером, действует для световых волн точно как для звуковых: движение далекой галактики или звезды проявляется в виде систематического сдвига волн в ее спектре. Таким образом, считается, что красное смещение галактик обусловлено доплеровским эффектом: галактики от нас удаляются. Относительное изменение длины волны, излучаемой объектом, равно скорости объекта, деленной на скорость звука (если речь идет о звуковых волнах) или на скорость света (если мы измеряем свет, идущий от некоторого объекта). Скорость звука в земной атмосфере равна примерно 1200 км/ч, и хороший мотоцикл вполне развивает десятую долю этой скорости. Соответственно звук проезжающего мимо мотоцикла успевает измениться по высоте примерно на 20 % (минус 10 % от скорости звука при приближении к вам и плюс 10 % при удалении) – довольно заметно, в музыке такой интервал называется «малая терция».

Оттенок света зависит от длины его волны, и удаляющийся от нас объект, световые волны которого удлиняются, будет казаться покрасневшим. Этот эффект будет заметен (как минимум невооруженным глазом) лишь при скоростях, сопоставимых со скоростью света. Мотоцикл развивает ничтожную долю скорости света, поэтому нам не кажется, что он краснеет, удаляясь от нас. Мы не видим, как вокруг с огромной скоростью проносятся звезды и галактики, но у них есть характерные черты – спектральные линии поглощения, присущие определенным химическим элементам, а длины волн, соответствующие этим линиям, с большой точностью измерены в лабораториях на Земле. Можно измерить аналогичные длины волн в конкретной звезде или галактике; разница между длинами волн этих элементов, наблюдаемыми на Земле и в звезде или галактике, трактуемая как доплеровское смещение, позволит судить, насколько быстро звезда или галактика удаляется от нас.

Около 1915 года Весто Слайфер, работавший в лаборатории Лоуэлла (где впоследствии был открыт Плутон), измерил доплеровское смещение 15 галактик. У галактики Андромеды и двух других галактик было синее смещение (оказалось, что эти галактики движутся к нам), а у всех остальных – красное, и, значит, эти галактики от нас удаляются. Красное смещение обозначается буквой z и вычисляется по формуле (набл – лаб)/ лаб, где лаб – это длина эмиссионной линии или линии поглощения у химического элемента, измеренная в лаборатории на Земле, а набл – это длина соответствующей линии того же элемента в спектре галактики. Красное смещение z ближней галактики относится к ее скорости удаления v по формуле z ≈ v/c. Следовательно, галактика со скоростью разбегания в 1 % скорости света будет иметь красное смещение z = 0,01, и длины волн всех спектральных линий в этой галактике будут увеличены на 1 %. Астрономическое сообщество уже успело измерить спектры более 2 миллионов галактик. Почти все они за редкими исключениями (среди которых – галактика Андромеды) демонстрируют красное смещение. Таким образом, практически все галактики во Вселенной удаляются от Млечного Пути. Как-то раз я видел глупую карикатуру, на которой изображен сумасшедший ученый у телескопа. Ученый воздевает руки к небу и говорит: «Ах, галактики разбегаются, потому что терпеть нас не могут!» Это неверное объяснение, но примечательно, что мы как будто занимаем особое положение, находимся в центре, от которого разлетаются все галактики. Что же происходит на самом деле? Именно Хаббл оказался тем человеком, кто вновь выполнил важнейшие измерения в конце 1920-х – начале 1930-х годов и помог прийти к современному пониманию этих красных смещений.