Новый Мир Новый Мир - Новый Мир ( № 11 2008) Страница 60

3. Бесконечное расширение с конечной скоростью в бесконечно далеком будущем — открытый мир. Здесь мы бросаем яблоко со скоростью больше параболической, и, улетев настолько далеко, что гравитационная сила уже не ощущается, оно сохраняет конечную скорость бесконечно долго. При такой — очень большой — начальной скорости наше гипотетическое яблоко в свободном полете двигается по гиперболе. В космологии такую модель мира называют гиперболической . Пространство в этом мире искривлено по Лобачевскому (через точку, не лежащую на данной прямой, можно провести бесконечно много параллельных). Такое пространство бесконечно. Эта модель была предложена Фридманом в 1924 году.

Все эти миры описываются уравнением Фридмана, из которого определяется изменение масштабного фактора a со временем, то есть расширение или сжатие Вселенной.

Чтобы построить диаграмму Хаббла, нужно измерить и красные смещения, и расстояния до многих отдаленных галактик. Красные смещения спектральных линий можно измерять с точностью порядка одного процента (хуже для удаленных слабых объектов и лучше для близких и ярких). Как же измерять расстояния? Эта задача сложнее измерения красных смещений. Несколько десятков лет назад при измерении расстояния до галактик ошибка могла составить до 100 процентов; сейчас считают, что астрономы могут измерить расстояния до близких галактик с точностью 10 — 20 процентов.

В космографии используют различные методы определения расстояний, зависящие от тех измерений, которые можно реально провести. Например, пусть у нас есть объект, линейный размер которого мы знаем. Мы называем его “стандартной линейкой”. Приложить эту линейку много раз между нами и далекой галактикой мы не можем, но можем измерить угол, под которым видна эта линейка (развернутая к нам плашмя) с большого расстояния. Чем больше расстояние, тем меньше этот угол. То есть можно ввести в космографию “угловое расстояние”, или “расстояние углового размера” — по значению угла, под которым видна стандартная линейка.

Астроном также может измерять расстояния с помощью источника света постоянной мощности, так называемой стандартной свечи . Это понятно из житейского опыта: по мере удаления фонаря его свет постепенно слабеет. Если количество световой энергии в секунду измерять точными приборами, то можно точно сказать, на какое расстояние мы удалились от источника света. Конечно, если свет не рассеивается, скажем, в тумане. Такое расстояние называют фотометрическим.

Часто пишут, что стандартными свечами являются, например, сверхновые типа SN Ia, но на самом деле эти сверхновые стандартными свечами не являются. Тем не менее именно с их помощью было открыто “ускорение расширения Вселенной”.

6. Сверхновые разных типов и стандартизация свечи

Сверхновые (Supernova = SN, Supernovae = SNe) — это вспышки звезд взрывного характера со светимостью, то есть с мощностью излучения в десятки миллиардов раз больше светимости Солнца. Одна сверхновая в течение достаточно короткого времени производит такую же световую мощность, как средняя галактика, состоящая из миллиардов звезд. Эта мощность и позволяет использовать сверхновые в космографии.

Предложены различные объяснения происхождения энергии сверхновых, ищутся механизмы их взрыва. Большинство сверхновых взрывается в результате коллапса ядер массивных звезд, но самые яркие вспышки порождаются в термоядерных взрывах.

Здесь необходимо дать краткое пояснение. Существует распространенное мнение, что звезды светят исключительно за счет термоядерной энергии. Но это не совсем так. Большую часть своей жизни звезды действительно светят за счет энергии термоядерных реакций, но самые молодые звезды ярко светят еще до начала реакций — они светят за счет гравитационной потенциальной энергии. Если с небольшой высоты сбросить камень, то его потенциальная энергия перейдет в тепло, когда он упадет на поверхность Земли. Если сбросить с орбиты спутник Земли, то он так нагреется, что станет ярким метеором в атмосфере. То есть свет часто порождается и без ядерных реакций. То же происходит и со старыми массивными звездами — в центре такой звезды перед коллапсом легкие элементы уже прогорели до железа, и важны не ядерные реакции, а огромная потенциальная энергия. Именно она может дать мощную вспышку при сжатии в нейтронную звезду. А звезды небольшой массы — в несколько масс Солнца — не сжимаются в нейтронную звезду, а взрываются в конце своей жизни, как термоядерные бомбы. Правда, это происходит только при особенных условиях — в двойной звездной системе. Такие звезды называют сверхновыми типа Ia и обозначают SN Ia.

Сверхновые Ia (SN Ia) удобны для измерения расстояний и определения геометрии Вселенной по нескольким причинам. Во-первых, это очень яркие объекты, богатую информацию о которых мы можем получать, даже если они взрываются в очень далеких галактиках с большими красными смещениями z . Во-вторых, SN Ia на первый взгляд кажутся вполне однородным классом, если судить по их спектрам и формам кривых блеска. Когда-то считали, что их можно прямо использовать как стандартные свечи: казалось, что максимумы абсолютной светимости у разных сверхновых одинаковы, однако это не так. Более внимательное изучение SN Ia показало различия внутри этого класса.

В 1977 году Ю. П. Псковский из ГАИШа показал, что максимумы блеска SN Ia не одинаковы. Надо сказать, что этот результат Псковского не признавался западными учеными очень долго — до начала 1990-х годов. Псковский также нашел важнейшую для космологии зависимость между максимальной светимостью SN Ia и скоростью последующего ослабления блеска: оказалось, что блеск при более мощных вспышках спадает медленнее, чем при слабых. Эта зависимость впоследствии активно изучалась многими исследователями SN Ia, особенно подробно — Филлипсом (после 1993 года), на основе наблюдений близких к нам сверхновых с небольшим красным смещением z.

Когда астроном открывает сверхновую с большим z , он определяет темп спада блеска после максимума. Расстояния до сверхновой он не знает, но если блеск спадает медленно, он может считать, что сверхновая мощная, то есть узнает истинную светимость “свечи”. А по видимому блеску “свечи” узнает расстояние. Таким образом применение зависимости Псковского — Филлипса, которая только и позволяет провести “стандартизацию свечи”, дает возможность оценить светимость сверхновой, а значит, и фотометрическое расстояние до нее. Однако зависимость Псковского — Филлипса является корреляционной, а не функциональной, то есть она выполняется только в среднем, поэтому каждое индивидуальное измерение может привести к большим ошибкам.

АДЧ: “Ускоренное космологическое расширение было обнаружено в прямых астрономических наблюдениях на расстояниях в несколько миллиардов световых лет, почти у края видимой Вселенной. (Здесь следует уточнить, что при “прямых наблюдениях” ускорение измерить нельзя. — С. Б. ) Но измерить ускорение галактик впервые удалось лишь десять лет назад в результате длительных систематических наблюдений, проводившихся двумя независимо работавшими группами астрономов”.

В конце 1980-х годов группа физика Сола Перлмуттера из Беркли начала программу по поиску далеких сверхновых с целью использовать их красные смещения и расстояния до них для изучения типа расширения Вселенной (параболический, закрытый или же гиперболический мир). Другая команда сформировалась вокруг Адама Риса и Роберта Киршнера в 1996 году.

Реально измерялась только зависимость расстояния от красного смещения — то есть строилась все та же диаграмма Хаббла. Делалось примерно то же, что делали Вирц и Хаббл, но с гораздо более высокой точностью.

До работ по сверхновым Ia из трех указанных выше моделей Вселенной обычно всерьез принимались только те теории, которые рассматривают торможение под действием взаимного тяготения вещества во Вселенной. Большинство астрономов не ожидало получить данные, которые можно истолковать как ускорение расширения, хотя такие модели Вселенной давно уже были построены: де Ситтером (для пустой Вселенной) и Фридманом (для непустой) с лямбда-членом. Впрочем, иногда при появлении особенностей, например в распределении квазаров по красному смещению, возникала мода на модели с лямбда-членом. Эти модели выдвигались И. С. Шкловским и Н. С. Кардашевым в 1967 году. Но потом особенности “рассасывались”, и мода проходила. Серьезные аргументы в пользу реальности лямбда-члена приводила Беатриса Тинсли с коллегами в 1975 — 1978 годах на основе сопоставления возраста Вселенной и шаровых звездных скоплений. Тогда казалось, что шаровые скопления старше Вселенной в моделях без ускорения. Но это противоречие тоже “рассосалось”.