Диалоги (июль 2003 г.) - Александр Гордон

В.С. Ну, может быть, для телезрителей понятнее будут световые годы. Три с небольшим световых года – это один парсек. Вообще же, пресловутая астрономическая точность при измерении расстояний ограничена только влиянием нашей атмосферы. Мы сидим на дне океана, воздушного океана, который постоянно колышется, поэтому изображения в телескопе размыты. И поэтому точно локализовать звезду мы не можем, пока не выйдем за пределы атмосферы. Можно сказать, что на некотором этапе атмосфера остановила прогресс астрономии, и мы не могли измерять расстояния до звёзд, удалённых более чем на 20–30 световых лет.

А.Р. Ну, по крайней мере, измерять надёжно. Грубые оценки, конечно, всегда можно сделать. Но другое дело, что они не очень хороши, не практичны. Следующий шаг в создании космической шкалы расстояний связан с очень интересными объектами. Вблизи Солнца, на расстоянии в десятки парсек существуют совершенно уникальные объекты – рассеянные звёздные скопления, о которых мы ещё будем говорить особо. Это звёздные коллективы, в которых звёзды друг с другом связывает гравитационная сила. Такие скопления живут достаточно долго, не распадаясь. И звёзды находятся поблизости друг от друга. Всем, кто имел дело со статистикой, понятно, что измерить расстояние до группы звёзд проще, чем до одиночной звезды. Закон статистики: среднее расстояние оказывается более точным. В качестве примеров звёздных скоплений можно привести хорошо всем известное скопление Гиады, которое находится на расстоянии примерно 45 парсек от Солнца; или скопление Плеяды – 120 парсек от Солнца.

В.С. Плеяда – это Стожары, в народе их знают довольно хорошо. А вот Гиады – малоизвестное скопление.

А.Р. Да, Гиады мало кто знает, но это скопление как раз, как ни странно, сыграло решающую роль в построении шкалы расстояний. По крайней мере, на протяжении многих десятков лет оно фактически лежало в основе этой шкалы. Всё, что мы знали о внегалактических расстояниях, так или иначе, опиралось на Гиады. В чём же особая роль звёздных скоплений? В них присутствуют звёзды разной массы. А поскольку законы физики в Галактике и за её пределами едины, то понятно, что звёзды одинакового типа должны иметь одинаковую светимость – светимостью астрономы называют абсолютный блеск звезды, полную мощность её светового излучения, выраженную в единицах потока энергии от Солнца. Если две звезды одинакового типа, а значит, и одинаковой светимости расположить на разных расстояниях от нас, то та из них, которая дальше, естественно, будет казаться более слабой. Её блеск будет меньше. Легко сообразить, как связан блеск с расстоянием и таким образом, зная расстояние до близкой звезды, мы можем по видимому блеску более далёкой звезды определить расстояние и до неё.

А.Г. Если мы знаем, что это звезда того же типа.

А.Р. Естественно, того же типа. Установить это достаточно просто. На это указывают тип спектра или даже цвет звезды, определить которые довольно легко.

В.С. Но надо помнить о пыли. Хорошо известно, что если вы в туманную погоду пытаетесь оценить расстояние до далёких фонарей, то именно туман мешает вам это сделать.

А.Р. Да, туман мешает – он ослабляет блеск фонаря.

В.С. Фактически, астрономы именно в таких условиях вынуждены определять расстояния до звёзд.

А.Р. Хорошо ещё, что у астрономов есть возможности учитывать влияние поглощения света в межзвёздном веществе при помощи фотометрических методов, измеряя цвет звёзд и их блеск. Здесь много всяких тонких эффектов, которые, тем не менее, мы умеем учитывать. Что же дальше? Звёздных скоплений на самом деле много. Гиады и Плеяды – это всего лишь ближайшие скопления. Вплоть до расстояний примерно 3–4 килопарсека находится несколько сотен других рассеянных скоплений. В них тоже есть звёзды тех же типов, что и в Гиадах и Плеядах. И мы можем, поскольку это скопления, то есть коллективы звёзд, мы можем измерять расстояния до них достаточно точно. Однако это всего лишь ближайшая окрестность Солнца. Что делать дальше? А дальше поступаем так. В некоторых рассеянных скоплениях есть совершенно уникальные объекты – цефеиды, это переменные звёзды, периодически меняющие свой блеск. Вообще, переменных звёзд обнаружено очень много: сейчас известно почти 40 тысяч таких звёзд. Среди них выделяются разные типы. Так вот, цефеиды можно назвать королями среди переменных звёзд, хотя бы по той причине, что они помогают нам измерять расстояния в космосе. Цефеиды – это жёлтые сверхгиганты: огромные звёзды с очень высокой светимостью, в десятки и сотни тысяч раз более высокой, чем у Солнца. Поэтому они видны на огромных расстояниях. С другой стороны – это газовые шары. А мы знаем, что газовые шары могут колебаться. У них есть период собственных колебаний. Чем более разрежен газовый шар, тем больше период его колебаний. То есть, существует связь между размером, массой, плотностью звезды и периодом её пульсаций. Эти переменные звёзды тем хороши, что их трудно спутать с любым другим объектом. И поэтому они отлично играют роль «стандартной свечи», то есть объекта с известным абсолютным блеском.

В.С. За это их называют «маяками Вселенной». Наблюдая некоторое время за цефеидой и измерив период её пульсаций, мы точно определяем светимость этой звезды, сравнивая которую с её видимым блеском, легко можно вычислить расстояние до неё.

А.Р. Да, цефеиды – настоящие маяки Вселенной: они пульсируют с потрясающей периодичностью. Я думаю, что им могут позавидовать даже швейцарские часы. На протяжении сотен лет они очень мало изменяют свои периоды пульсаций. Однако чтобы пользоваться зависимостью между периодом и светимостью такой звезды, эту зависимость нужно откалибровать, то есть независимым способом определить расстояние хотя бы до нескольких цефеид. К счастью, в некоторых рассеянных скоплениях обнаружены цефеиды, поэтому, зная расстояния до этих скоплений, мы можем определить и расстояние до цефеид, а далее уже использовать их самих как индикаторы расстояния. Цефеид в Галактике очень много. Известно их уже около тысячи, а на самом деле их, по-видимому, десятки тысяч.

В.С. И не только в нашей Галактике.

А.Р. Да, их очень много и в других галактиках. В ближайших галактиках – Магеллановых Облаках – их уже обнаружено несколько тысяч. В Туманности Андромеды их около сотни тысяч. Есть они и в самых далёких галактиках. Раз мы знаем их светимость, то можем по их видимому блеску оценивать расстояние до других галактик. В этом, собственно говоря, и состоит суть построения той последовательности, которую называют шкалой расстояний.

В.С. В общем, один метод цепляется за другой, и продолжается эта «лестница расстояний» до края Вселенной.

А.Р. Сначала расстояние от Земли до Солнца, затем – до ближайших звёзд, потом – расстояния до рассеянных звёздных скоплений, затем – цефеиды и другие галактики.

В.С. Но на каждой ступеньке мы имеем ошибки, которые накапливаются. И в конце концов получается, к сожалению, что масштабы Вселенной известны не так уж хорошо.

А.Р. И ещё я хочу сказать о том, почему, собственно говоря, проблема шкалы расстояний очень важна. Существует два подхода к шкале расстояний или две шкалы расстояний – короткая и длинная. Я являюсь приверженцем короткой шкалы расстояний, Владимир Георгиевич – длинной. Различаются они примерно на 20 процентов. То есть все расстояния надо либо уменьшить, либо увеличить, соответственно, максимум на 20 процентов.

В.С. Моя Галактика на 20 процентов больше.

А.Р. А моя меньше.

А.Г. А моя?

А.Р. Казалось бы, ну что тут особенного? Надо как-то прийти к соглашению. Истина где-то рядом. Но дело в том, что в последнее время всё больше и больше наблюдательных фактов говорит о том, что шкала расстояний скорее короткая. А это приводит к очень серьёзным противоречиям, на которые нельзя закрывать глаза. И эти противоречия возникают совершенно неожиданно, во-первых, в космологии, во-вторых, в теории звёздной эволюции. Я могу кратко объяснить, в чём тут суть, причём тут космология и звёздная эволюция, хотя мы говорим всего лишь о методах измерения расстояний во Вселенной. Оказывается, очень даже причём. Дело в том, что один из фундаментальных параметров космологии – это постоянная Хаббла, которая характеризует скорость расширения Вселенной. Через значение постоянной Хаббла выражается возраст Вселенной. Если мы берём короткую шкалу расстояний, то постоянная Хаббла будет большой, а возраст Вселенной при этом оказывается сравнительно маленьким, порядка 10–12 миллиардов лет.

В.С. Раз шкала расстояний короткая, то и масштабы Вселенной становятся меньше, и ей меньше времени требуется для расширения.