Занимательная астрофизика

Что же предсказывает гипотеза фрагментации? Из нее следовало, что вне «блинов», в пространстве между ними, газ был настолько сильно разрежен, что в таких областях галактики формироваться не могли. Для этого потребовалось бы время, превосходящее продолжительность существования Вселенной. А отсюда следовал довольно неожиданный вывод: в процессе увеличения размеров «блинов» и их взаимных пересечений должна была образоваться сложная «пористая» структура, состоящая из ячеек, по стенкам которых сконцентрированы галактики. А во внутренних областях этих ячеек галактик быть не должно. (Иногда эти области образно называют «черными областями».)

Рис. 5. Моделирование возникновения «блинов» на ЭВМ. «Блины» видны с ребра в виде полос, вдоль которых концентрируются частицы.

Однако осуществить наблюдательную проверку этого предсказания далеко не так просто, как может показаться на первый взгляд.

Представим себе на минуту, что о нашего земного неба исчезли все звезды нашей Галактики, и мы невооруженным глазом можем наблюдать далекие «звездные острова». Мы обнаружим, что в одних местах их больше, в других меньше, хотя в общем галактики заполняют все небо. Но это картина, которую мы наблюдаем в проекции на небесную сферу.

А какие «узоры» образуют галактики в пространстве? Чтобы ответить на этот вопрос, т. е. составить представление о пространственном распределении звездных островов, необходимо знать расстояния до каждого из них. Но определение расстояний до отдельных галактик — задача очень сложная. Обычно она решается путем измерения величины красного смещения в спектрах этих звездных систем. Мы уже говорили о том, что наша Вселенная расширяется, что галактики удаляются друг от друга. Но если источник светового излучения от нас удаляется, то возникает так называемый эффект Доплера — смещение спектральных линий к красному концу спектра, пропорциональное скорости удаления (в случае приближения источника света линии в спектре смещаются к фиолетовому концу).

В 1929 г. американский астроном Э. Хаббл показал, что красное смещение галактик возрастает с увеличением расстояния до этих объектов. Чем дальше от нас находится та или иная галактика, тем быстрее она удаляется. Оказалось, что эта зависимость носит линейный характер, т. е. значение одной величины прямо пропорционально значению другой,

V_R = HR, (1)

где R — расстояние до наблюдаемого объекта, a V_R — скорость удаления галактики, находящейся на расстоянии R. Коэффициент пропорциональности Н получил название постоянной Хаббла.

Зная доплеровское красное смещение того или иного внегалактического объекта, можно определить его скорость V_R,

где с — скорость света, λ — фактически наблюдаемая длина волны, а λ₀ — длина волны той же спектральной линии, излучаемой неподвижным источником.

Таким образом, если нам известно значение постоянной Хаббла, то, определив скорость удаления интересующего нас внегалактического объекта по формуле (2), мы можем по формуле (1) вычислить расстояние до нею.

Выражение

которое входит в формулу (2), обозначается буквой z,

Приравнивая правые части формул (1) и (3), получим для z,

Таким образом, в первом приближении величина z прямо пропорциональна расстоянию до внегалактического объекта и скорости его удаления. (Заметим, кстати, что в первом приближении z значительно меньше единицы, поскольку V_R значительно меньше с).

Таким образом, чем больше г, тем дальше от нас находится тот или иной внегалактический объект и тем быстрее он удаляется.

Но точное измерение расстояний до галактик по красному смещению, т. е. с помощью постоянной Хаббла, требует весьма сложных наблюдений. Поэтому те данные, которыми располагали на этот счет астрономы, долгое время не отличались точностью. А неточные наблюдения — это бич естественных наук, ибо на основе неточных наблюдений легко можно сделать ошибочные выводы. Как говорил академик Л. А. Арцимович, нет ничего хуже неточных наблюдений, подтверждающих неточную теорию…

В середине 60-х годов наиболее далекому объекту, обнаруженному астрономами, соответствовало z = 0,46. Однако в последние годы совершенствование методов астрономических наблюдений позволило измерять красное смещение для чрезвычайно слабых оптических объектов и благодаря этому приступить к поиску еще более далеких галактик. Для этой цели применялась современная электронная аппаратура.

Было использовано то обстоятельство, что существуют галактики g очень яркими линиями излучения — эмиссионными линиями, которые удается обнаруживать раньше, чем остальной спектр. Таким методом было зарегистрировано свыше 10 галактик, для которых Δλ/λ₀ больше, чем 0,5. Четыре из этих галактик оказались наиболее далекими. Это объекты ЗС 13 (z=1,050), ЗС 356 (z=,079), ЗС 368 (z=1,132) и ЗС 4271 (z=1,175)…