Простая сложная Вселенная - Кристоф Гальфар (2015)

Когда вы лежали на пляже тропического острова, как раз перед началом своего путешествия в космическое пространство, как вы могли бы определить, какая звезда на ночном небе ближе, а какая дальше? Очевидно, что одной яркости недостаточно. Звезды бывают практически всех размеров, и их фактическая светимость может сильно отличаться. Яркая звезда, если смотреть с Земли, могла бы оказаться огромной и очень далекой или же небольшой, но гораздо более близкой. Необходимо использовать какой-то другой прием, и, как исторически сложилось, ученые придумали три различных метода для оценки космических расстояний.

Первый из них касается любого объекта, будь то планета или звезда, находящегося довольно близко к нам. Он – самый простой из всех и использует здравый смысл (ничего квантового здесь нет, так что здравый смысл допускается). Представьте себе, что вы смотрите на дерево через боковое окно автомобиля, мчащегося на трассе. Близко растущие к дороге деревья быстро пролетают мимо, в то время как находящиеся дальше деревья, как кажется, движутся гораздо более медленными темпами. Горные цепи на горизонте иногда вообще застывают на месте. Их можно использовать в качестве неподвижного фона. В космосе применима та же концепция. Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, находящиеся рядом объекты обладают видимым движением, довольно очевидным на фоне очень далеких звезд, кажущихся неподвижными. Проверка того, насколько изменится положение объекта по отношению к этому фону, пока Земля обращается вокруг Солнца, позволяет ученым определить, насколько далеко в космосе расположен объект. Метод включает в себя математику, которую бы понял и Евклид 2200 лет назад. Он очень хорошо работает при оценке ближних расстояний – в пределах Млечного Пути. Но не работает при определении галактических расстояний. Галактики просто слишком далеко. Когда вы находитесь на Земле, вращающейся вокруг Солнца, ваше видение космоса может меняться на протяжении 300 миллионов километров с лета до зимы, но этого недостаточно, чтобы увидеть их в движении: галактики – все еще часть неподвижного фона. Чтобы узнать, где они, вам нужен метод номер два, который включает в себя весьма специфичный тип звезд, называемых цефеидами.

Цефеиды – очень яркие звезды, чья светимость колеблется между максимальным и минимальным уровнем интенсивности с впечатляющей регулярностью. Удивительно, но ученые выяснили способ связать этот колеблющийся период с общим количеством производимого ими излучения. И это все, что им необходимо знать, чтобы сказать, на каком они расстоянии: как звук рога затихает по мере увеличения расстояния от своего источника, то же происходит и со светом. Исследование собранных на Земле порций света, излученных далекими цефеидами, дает в итоге расстояние до них. И, скорее к счастью, цефеид много.

КОГДА ВЫ НАХОДИТЕСЬ НА ЗЕМЛЕ, ВРАЩАЮЩЕЙСЯ ВОКРУГ СОЛНЦА, ВАШЕ ВИДЕНИЕ КОСМОСА МОЖЕТ МЕНЯТЬСЯ НА ПРОТЯЖЕНИИ 300 МИЛЛИОНОВ КИЛОМЕТРОВ С ЛЕТА ДО ЗИМЫ.

Но этот метод тоже имеет свои пределы: для измерения наибольших расстояний во Вселенной отдельные звезды-цефеиды больше нельзя использовать, потому что даже самые мощные телескопы не могут отличить их от соседних с ними групп звезд. Для исследований отдаленных уголков Вселенной необходим третий метод.

Возможно, вы помните из второй части книги труды американского астронома Эдвина Хаббла. В 20-е годы прошлого века Хаббл стал первым человеком, наблюдавшим расходящиеся далекие галактики и расширение Вселенной. Некоторые из ваших друзей любезно подтвердили этот факт, производя наблюдения ночного неба вокруг Земли своими телескопами, приобретенными за миллиард долларов.

В 20-е годы Хаббл использовал смещение светового спектра цефеид далеких галактик для определения их скорости и выяснил, что их стремление удалиться от нас пропорционально расстоянию до них: галактика, которая в два раза дальше от нас, удаляется от нас в два раза быстрее. Этот закон теперь называется законом Хаббла.