Кратчайшая история времени - Стивен Уильям Хокинг
Наша современная картина Вселенной возникла совсем недавно – в 1924 году, когда американский астроном Эдвин Хаббл показал, что наша Галактика Млечный Путь не единственная во Вселенной. Хаббл в сущности доказал существование множества других галактик, разделенных огромными объемами пустого пространства[5]. Для этого ему потребовалось определить расстояния от Земли до других галактик. Но галактики так далеки, что в отличие от близких звезд выглядят совершенно неподвижными. Поскольку Хаббл не мог использовать для определения расстояний до галактик измерения параллаксов, пришлось применять другие – косвенные методы. Один из очевидных индикаторов расстояния до звезды – это то, насколько яркой она выглядит на небе. Правда, видимый блеск звезды зависит не только от расстояния, но также от того сколько энергии она изучает за единицу времени (т. е. ее светимости). Близкая звезда малой светимости выглядит ярче, чем самая мощная звезда в далекой галактике. Поэтому, чтобы использовать видимый блеск для измерения расстояния до звезды, нужно знать ее светимость.
Параллакс. При движении по дороге или в космическом пространстве относительные видимые положения близких и далеких объектов меняются. Измеряя эти относительные изменения положений, можно определить относительные расстояния объектов
Светимости близких звезд можно вычислить по их видимому блеску и определенному по параллаксу расстоянию. Хаббл обратил внимание, что близкие звезды можно разбить на несколько типов в зависимости от характера их изучения. Звезды одного типа имеют одну и ту же светимость. Хаббл предположил, что если найти в далекой галактике звезды известных типов, то можно считать их светимость равной светимости аналогичных звезд в солнечной окрестности и на этой основе рассчитать расстояние до галактики. Если расстояния, получаемые таким образом по нескольким звездам конкретной галактики, оказываются примерно одинаковыми, то такую оценку вполне можно считать заслуживающей доверия. Хаббл таким образом определил расстояния до девяти разных галактик.
Теперь мы знаем, что невооруженному глазу доступна ничтожная часть всех звезд. Мы видим на небе около 5000 звезд, что составляет всего около 0,0001 %[6] всех звезд в нашей Галактике. А сама наша Галактика – всего лишь одна из сотен миллиардов галактик, доступных взору современных телескопов, и в каждой такой галактике насчитывается в среднем около сотни миллиардов звезд. Если представить звезду в виде кристаллика соли, то все звезды, видимые невооруженным глазом, уместились бы в чайной ложке, а из всех звезд Вселенной получился бы шар диаметром более 15 километров.
Звезды так далеки, что кажутся всего лишь светящимися точками. Мы не в состоянии различить их размер и форму. Но как отметил Хаббл, звезды бывают разных типов и их можно различать по цвету излучения. Ньютон обнаружил, что если солнечный свет пропустить через треугольный кусок стекла – так называемую призму, то он расщепляется на составляющие его цвета совсем как в радуге. Зависимость интенсивности от цвета в излучении источника света называется спектром. Направив телескоп на звезду или Галактику, можно наблюдать спектр излучения этого объекта.
Цвет излучаемого небесным телом света говорит, в частности, о его температуре. В 1860 году немецкий физик Густав Кирхгоф понял, что любое материальное тело при нагревании испускает свет или другой вид излучения – совсем как раскаленные угли. Причина излучения света нагретым телом – это тепловое движение составляющих его атомов. Это так называемое чернотельное излучение (при том, что светящиеся объекты совсем не черные). Спектр чернотельного излучения ни с чем не спутаешь: у него характерная форма, которая зависит от температуры тела. Таким образом, излучаемый нагретым объектом свет – это как показания термометра. Именно так выглядят спектры самых разных звезд, форма которых является индикатором теплового состояния звезды.
Спектр звезды. Анализ цветового состава излучения позволяет определить температуру звезды и химический состав ее атмосферы
При более внимательном рассмотрении спектра можно гораздо больше узнать об излучении звезды. Оказывается, что некоторые цвета в спектре звезды отсутствуют и набор этих цветов разный у разных звезд. Поскольку мы знаем, что каждый химический элемент поглощает свой характерный для него набор цветов, то сравнив набор цветов, которые отсутствуют в спектре звезды, можно определить, какие элементы присутствуют в ее атмосфере.
Спектр черного тела. Не только звезды, но вообще все объекты испускают излучение, возникающее из-за теплового движения микроскопических составляющих объекта. Распределение частот этого излучения характеризует температуру объекта
В 20-х годах прошлого века астрономы стали изучать спектры звезд в других галактиках и обнаружили весьма необычную особенность: там встречались те же самые характерные наборы отсутствующих цветов, что и в спектрах звезд нашей собственной Галактики, но при этом в каждой галактике эти наборы оказывались смещенными в красную сторону на одну и ту же относительную величину.
Смещение цвета или частоты излучения известно в физике как эффект Доплера. Нам всем приходится сталкиваться с ним в случае звука. Послушайте автомобиль, который проносится мимо вас по дороге: пока он приближается, звук его двигателя или сигнала выше, чем после того, как автомобиль проедет мимо и станет удаляться. Звук двигателя или сигнала представляет собой волну – последовательность гребней и впадин. Пока автомобиль приближается, он излучает каждый очередной гребень волны с более близкого расстояния, и поэтому расстояние между двумя последовательными гребнями – то есть длина волны