Измерение расстояний и цефеиды

Роль цефеид в измерении расстояний столь велика, чти известный американский астроном X. Шепли назвал их “самыми важными” звездами.

Истинная светимость цефеид очень велика — они в тысячу раз ярче Солнца. Поэтому цефеиды видны с достаточно больших расстояний, вплоть до 15 миллионов световых лет. Значит, с их помощью можно определять расстояние до ближайших галактик.

Но нас интересуют еще большие масштабы!

Для дальнейшего продвижения приходится делать еще один шаг. Хотелось бы найти “стандартные свечи” более яркие, чем цефеиды, и хорошо видимые с еще больших расстояний. Оказалось, что такие “свечи” есть. Вокруг галактик обычно наблюдается много звездных скоплений, которые за свою форму получили название шаровых.

Когда с помощью цефеид были определены расстояния до ближайших галактик, сравнили истинные светимости шаровых скоплений вокруг разных галактик. Оказалось, что если выбрать вокруг каждой галактики ярчайшее шаровое скопление, то истинная светимость этих ярчайших скоплений практически одинакова для всех галактик.

Значит ярчайшие шаровые скопления вокруг галактик можно использовать как “стандартную свечу”, причем более яркую, чем цефеиды.

Этим методом можно измерять расстояние вплоть до шестидесяти миллионов световых лет. А это значит, что можно измерить расстояние уже до ближайших скоплений галактик. Дальше, увы, шаровые скопления различать пока невозможно.

Следующая ступень — использование еще более яркой “стандартной свечи”. Выяснилось, что в разных скоплениях галактик ярчайшие галактики имеют одинаковую светимость — примерно в десять раз больше светимости нашей Галактики.

Эти ярчайшие “стандартные свечи” позволяют продвигаться уже на миллиарды световых лет.

Такова “лестница масштабов”, используемая астрономами на пути в глубь Вселенной.

А как измеряют скорости движения далеких объектов?

Разумеется, на расстояниях не только ближайших к нам галактик, но и более отдаленных не заметны никакие перемещения звезд и других объектов на фоне неба, по которым можно было бы вычислить скорость перемещения их в пространстве поперек луча зрения.

Единственное, что можно измерить, но зато сравнительно просто и надежно, это скорость приближения к нам или удаления небесных тел. Такое измерение делается методом, использующим эффект Доплера, о котором уже упоминалось в первом разделе книги. Когда небесное тело приближается к нам — свет его голубеет, когда удаляется — краснеет. Измерение смещения линий в спектре звезды к голубому или красному концу позволяет вычислять скорость, точнее, ту часть скорости, которая направлена по “лучу зрения”. Поэтому скорости, определенные по эффекту Доплера, астрономы называют “лучевыми скоростями”.

Наконец, об измерении массы галактик и скоплений галактик. Ее можно определить, используя закон всемирного тяготения.

Пусть мы наблюдаем, скажем, эллиптическую галактику. В ней звезды движутся с определенными скоростями друг относительно друга. Если бы не было сил тяготения, они бы разлетелись в пространстве. Силы тяготения, обусловленные общей массой всей галактики, удерживают их от разбегания. Измерив относительные скорости звезд в галактике (это можно сделать методом Доплера) и зная размер галактики, можно вычислить силы ' тяготения, а значит, и массу, их создающую. Так определяют массы галактик.

При измерении масс скоплений галактик поступают аналогичным образом, только вместо движений отдельных звезд используют движение галактик в скоплении.

Теперь мы знакомы в общих чертах с тем, как были получены числа, описывающие устройство Вселенной в больших масштабах.

Возникает еще один вопрос. Как движутся в пространстве скопления галактик и отдельные, достаточно удаленные галактики?

Ответ на этот вопрос явился величайшим открытием естествознания XX века. Оказалось, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Скопления галактик удаляются друг от друга, все вещество Вселенной было приведено в состояние расширения таинственным Большим взрывом в далеком прошлом.

Новиков И.Д.