Около двух десятков лет астрономия использовала шкалу внегалактических расстояний Хаббла, определяемую значением мировой константы H = 540 км/с · Мпс. Опре­деление расстояний до далеких галактик и их скоплений, изучение структуры метагалактического пространства, оценка радиуса обозреваемой Вселенной производились на основе этой принятой всеми шкалы расстояний. Она указывала и на верхний предел — 2,5 млрд. лет — возра­ста галактик, звезд, планет, всех тел обозреваемого мира (но не возраста самого мира).

Однако к концу пятидесятых годов стало выясняться, что принятая система расстояний во внегалактической астрономии приводит к мало правдоподобному выводу, что наша Галактика является самой большой звездной системой из всех наблюдаемых звездных систем. Более того, получалось так, что не только сама Галактика, но и все объекты, входящие в нее, звезды-сверхгиганты, ша­ровые скопления, планетарные туманности, почему-то превосходят по светимости аналогичные объекты в дру­гих галактиках.

В 1954 г. Бааде предпринял попытку обнаружения короткопериодических цефеид в туманности Андромеды при помощи вступившего в строй 5-метрового телескопа. Согласно принятому до туманности Андромеды расстоя­нию в 230 кпс, короткопериодические цефеиды (их абсо­лютная звездная величина приблизительно равна 0m,0) должны были иметь с учетом поглощения света видимую звездную величину 22m,4. Столь слабые объекты недоступ­ны 2,5-метровому телескопу, который до этого был круп­нейшим в мире: он мог получать изображения звезд только до 21,5 видимой звездной величины. Для 5-метро­вого телескопа предельная видимая звездная величина объектов 23m,0, поэтому Бааде рассчитывал на успех. Од­нако, приняв меры к получению изображений объектов до 23,0 видимой звездной величины, Бааде не обнаружил среди них короткопериодических цефеид. Зато были полу­чены изображения долгопериодических переменных звезд типа Миры Кита. Видимая звездная величина их оказа­лась равной 22m,4 — как раз той, которая ожидалась для короткопериодических цефеид.

Средняя абсолютная звездная величина звезд типа Миры Кита надежно установлена путем сравнения их в шаровых скоплениях нашей Галактики с короткопериодическими цефеидами и оценивается в —1m,5. Значит, переменные звезды типа Миры Кита должны были иметь в туманности Андромеды видимую звездную величину 20m,9, а оказались видимой звездной величины 22m,4. Короткопериодические цефеиды там же ожидались с видимой звездной величиной 22т,4, но не наблюдаются вовсе, хотя предельная видимая звездная величина для 5-метровдго телескопа 23m,0. Все это можно объяснить лишь тем, что туманность Андромеды находится на самом деле дальше, чем пред­полагали. Оказывается, если считать, что туманность Ан­дромеды находится в два раза дальше, т. е. на расстоянии 460 кпс, то звезда типа Миры Кита будут иметь видимую звездную величину 22m,4, что и наблюдается, а короткопериодические цефеиды окажутся за пределом видимости 5-метрового телескопа, как и есть на самом деле. Более того, шаровые скопления и звезды-сверхгиганты туманно­сти Андромеды, ранее почему-то уступавшие по светимо­сти аналогичным объектам нашей Галактики, после при­нятия нового, вдвое большего расстояния сравняются с объектами Галактики. Сама туманность Андромеды при этом окажется и светимостью и размерами равной нашей Галактике, даже чуть превзойдет ее.

В чем же была причина ошибки, приведшей к вдвое меньшему значению расстряния?

Как выяснилось, ошибка состояла в неправильной зависимости период — абсо­лютная звездная величина, которую использовали для долгопериодических цефеид при определении расстояний. Мы уже писали ранее, что и у короткопериодических, и у долгопериодических цефеид выполняется закон — чем больше период, тем больше светимость. На рисунке сплошной линией показана зависимость между логариф­мом периода и абсолютной звездной величиной, какой она предполагалась при выработке первой шкалы внега­лактических расстояний. У этой кривой достаточно надеж­но определяется наклон, так как в Магеллановых Обла­ках хорошо сравниваются между собой долгопериодические цефеиды, а в шаровых скоплениях нашей Галакти­ки — короткопериодические цефеиды. Но для того что­бы выяснить, в каком месте чертежа проходит кри­вая, нужно хотя бы для одной цефеиды суметь опре­делить   расстояние тригонометрическим  или каким-нибудь другим  способом при определении константы Хаббла H.

Для короткопериодических цефеид это сделать удалось, нашлись близкие цефеи­ды, а для долгопериодических цефеид старания не увенчались успехом, все они очень далеки от нас. Тогда решили, что зависимость период — абсолютная звездная величина у короткопериодических и долгопериодических цефеид общая и выражается одной кривой. У кривой на рисунке выше область значений lgP от — 0,3 до +0,2 (Р изме­ряется в днях) относится к короткопериодическим це­феидам, а от + 0,8 до +1,3 к долгопериодическим цефеи­дам. Хотя в характере кривой блеска у короткопериодиче­ских и долгопериодических цефеид есть общие черты, но, как известно, они относятся к разным типам звездного населения, поэтому трудно было бы предполагать, что зависимость период — абсолютная звездная величина у них общая. Из-за отсутствия данных о расстояниях дол­гопериодических цефеид пришлось примириться с этим предположением.

Исследование Бааде показало, что кривая период — абсолютная звездная величина для долгопериодических цефеид должна быть смещена на 1m,5 в сторону больших светимостёй. Правильная кривая для долгопериодических цефеид на рисунке показана прерывистой линией. Кри­вые для короткопериодических и долгопериодических це­феид оказались разными. Светимость долгопериодических цефеид, как выяснилось, в четыре раза больше, чем пред­полагали. Поэтому расстояния до галактик, определяемые при помощи долгопериодических цефеид,  вдвое больше тех, которые получали первоначально.

Метод определения расстояний по ярчайшим звездам основан на сравнении их с цефеидами, а метод использо­вания красного смещения спектров галактик — на срав­нении с методом ярчайших звезд. Поэтому ошибка в два раза, вызванная неправильными данными о светимости цефеид, автоматически была перенесена на все внегалак­тические расстояния. После исследования Бааде Метага­лактика как бы расширилась сразу вдвое, постоянная Хаббла Н вдвое уменьшилась, время, прошедшее с момен­та взрывного процесса, вдвое увеличилось.

Но пересмотр шкалы внегалактических расстояний на этом не закончился. В 1958 г. Сендидж, используя 5-мет­ровый телескоп, исследовал галактику NGC 4321, которую Хаббл использовал для привязки метода определения рас­стояний по лучевым скоростям к методу ярчайших звезд. Оказалось, что в этой галактике телескоп обнару­живает в виде ярких точек и звезды и сгустки, включаю­щие ионизованные газовые туманности. Применяя фото­графирование через различные фильтры, Сендидж надеж­но отделил звезды от сгустков туманностей. Видимая звездная величина первых оказалась 20m,8, а вторых 19m,0. Ясно, что Хаббл, используя менее мощный телескоп и не применяя фильтры, принимал за ярчайшие звезды более яркие объекты — сгустки ионизованного газа. Это дало дополнительную ошибку в lm,8. Чтобы исправить ее, нужно считать галактику NGC 4321 расположенной еще в 2,3 раза дальше, чем предполагали, а всего в 4,6 раза дальше, чем считал Хаббл.

Кроме того, исследуя снова вопрос о расстоянии до ближайших галактик и используя для этой цели не толь­ко цефеиды, но и новые звезды, Сендидж пришел к вы­воду, что старые расстояния до ближайших галактик должны быть увеличены не в два раза, как считал Бааде, а в 2,75 раза. Эта дополнительная поправка распростра­няется на все внегалактические расстояния. Поэтому окончательный результат таков: старые расстояния до далеких галактик должны быть увеличены в 6-7 раз Таким образом, пересмотр шкалы внегалактических рас­стояний привел к тому, что расстояния до ближайших галактик, для определения которых использовался только метод цефеид и метод новых звезд, увеличились в 2,75 ра­за, а расстояния до остальных галактик и до скоплений галактик, для определения которых используется метод красного смещения спектров, увеличились в 6—7 раз. Соответственно постоянная Хаббла — мировая константа H— оказалась в 6—7 раз меньше, чем считал Хаббл.

Уточнению значения постоянной Хаббла и в настоящее время продолжает посвящаться много исследований. Од­нако, как, должно быть, уже ясно читателю из описания методов нахождения значения H, возможная точность определения этой фундаментальной величины пока невы­сока. Она не может идти в сравнение с точностью, с ка­кой определяются значения таких, например, фундамен­тальных констант, как гравитационная постоянная, ско­рость света или заряд электрона. Результаты, получаемые различными исследователями, пока еще расходятся между собой, и можно лишь утверждать, что истинное значение H заключено в промежутке от 50 до 80 км/с • Мпс.

Следовательно, переход на новую шкалу внегалакти­ческих расстояний уменьшил значение постоянной Хаббла в 7—10 раз. Соответственно в 7—10 раз возросли все расстояния до далеких галактик и их скоплений. Радиус Метагалактики в наших представлениях также увеличил­ся в 7—10 раз, а ее объем в 350—1000 раз. В 350—. 1000 раз уменьшилась плотность материи в Метагалак­тике. В семь — десять раз возросло в наших представле­ниях время, прошедшее с момента общего взрыва, давше­го начало материи, из которой сформировались галактики и составляющие их звезды. Оно теперь должно оцени­ваться в 13—20 миллиардов лет. Оценка средней свети­мости одного кубического мегапарсека Метагалактики составляет теперь 1,2 • 108—3,5 • 108 светимости Солнца; это соответствует светимости 1 – 10-39—3 • 10-39 джоулей на 1 см3.

 

Т.А.Агекян «Звезды, Галактики, Метагалактики» 1981 год. Издание третье, переработаное и дополненое

Приглашаем Вас обсудить данную публикацию на нашем форуме о космосе.