современным (по тем временам) спектрографом. Именно на этом телескопе уже известный нам Эдвин Хаббл (установивший, что наша Галактика — не единственная во Вселенной) приступил к поискам проявлений эффекта Доплера в спектрах галактик.

Обсерватория открылась в 1908 г. в горах севернее Лос-Анджелеса, на высоте более 1700 м. Строительство началось а 1905 г. и шло, невзирая на огромные сложности с доставкой деталей телескопов и строительных материалов на такую высоту. Выбранное место выгодно отличалось благоприятным климатом и чистым прозрачным воздухом, что обеспечивало идеальные условия для астрономических наблюдений.

Такие наблюдения Хаббл выполнил в 1927–1929 годах. Он предполагал, что измерения допле­ровских эффектов в спектрах покажет случайную хаотичную картину распределения скоростей: ­какие-то галактики должны приближаться, ­какие-то удаляться от нашей Галактики. И действительно, оказалось, что линии в спектре ближайшей к нам галактики М31, или туманности Андромеды, смещены в синюю часть спектра, а значит, наша соседка по Вселенной движется к нам встречным курсом со скоростью, близкой к 100 км/с. ­Пройдут миллиарды лет, и две ­галактики объединятся.

Но прочие галактики явно демонстрировали красное смещение. Более того, оказалось, что чем дальше от нас находится та или иная галактика, тем быстрее она от нас удаляется! И хотя потом выяснилось, что в наблюдениях Хаббла присутствовала большая инструментальная ошибка (галактики впоследствии оказались заметно дальше, чем считал Хаббл), на основной вывод это не влияло. В какую бы сторону мы ни смотрели, галактики удалялись.

Это означало, что Фридман был прав. Вселенная оказалась нестационарной, и расстояние между галактиками со временем увеличивается. Зависимость скорости удаления галактики от расстояния до нее получила название «закон Хаббла». Это простая линейная зависимость: чем дальше от нас галактика, тем быстрее она от нас движется.

В этой формуле, описывающей закон Хаббла, буквой r обозначено расстояние от нас до какой-нибудь галактики, буквой v — скорость, с которой далекая галактика удаляется от нас. Коэффициент пропорциональности Н называется постоянной Хаббла. Она не зависит ни от направления на галактику на небе, ни от расстояния до галактики. В этом смысле это действительно постоянная величина.

Как следует из формулы, размерность постоянной Хаббла проста. Если измерять скорость в км/с, а расстояние в километрах, величина Н должна выражаться в обратных секундах (единица, деленная на секунду). Но измерять гигантские расстояния в километрах крайне неудобно. Астрофизики обычно применяют в качестве единицы измерения расстояний так называемые парсеки. Один парсек (1 пк) — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду (1/3600 градуса). Учитывая, что радиус земной орбиты — это почти 150 млн км, нетрудно догадаться, что надо улететь очень далеко, чтобы такой большой отрезок наблюдался под столь маленьким углом — как пятирублевая монета с расстояния 10 км. Чтобы связать парсеки с уже знакомыми нам световыми годами, надо запомнить соотношение:

1 пк = 3,26 светового года.

Сверхновая.

Расстояния до очень далеких галактик — это даже не несколько парсек, а миллионы парсек! Именно такие расстояния характерны для тех галактик, по которым уточняется сегодня закон Хаббла. Поэтому в космологии принято измерять постоянную Хаббла в следующих величинах: (км/с)/Мпк, где 1 Мпк — это один миллион парсек (один мегапарсек).

Скорость удаления галактики с высокой точностью определяется по величине красного смещения в спектре галактики. Гораздо сложнее определить расстояние r. Для близких галактик есть возможность выделить свечение отдельных цефеид и, определяя период изменения их блеска, оценить расстояние до цефеиды, а значит, и до галактики, в которой она нахо­дится. Этот способ применил сам Хаббл для определения расстояний до ближайших галактик.

Но для далеких галактик этот способ уже не го­дится. Галактики выглядят как еле различимые туманные пятнышки, и вычленить в них отдельные цефеиды невозможно. «Стандартные свечи», в качестве которых использовались цефеиды, нужно было заменить на что-то иное. И такие «свечи» нашлись.

Уже было известно, что некоторые массивные звезды в конце своего жизненного пути взрываются (такие катастрофические события получили название взрывы сверхновых, или просто сверхновые). Эти взрывы ­бывают нескольких типов. Выяснилось, что определенный тип сверхновых (астрономы называют их 1a)отличается примерно одинаковой (при этом очень большой) светимостью: в максимуме своего свечения сверхновая излучает, как целая галактика, сияет, как сотни миллиардов звезд сразу. А поскольку истинная светимость сверхновых известна (наблюдения сверхновых в близких галактиках показали, что она почти всегда почти одинакова), измеряя их наблюдаемую яркость, можно сделать вывод, на каком расстоянии от нас находится сверхновая, а значит, и галактика, в которой произошел взрыв звезды.

Эти наблюдения очень непросты. Звезды взрываются крайне редко, при этом взрывы бывают разных типов. Поэтому сверхновых нужного типа приходится ждать подолгу. Но учитывая, что в крупные современные телескопы мы видим одновременно громадное количество галактик, статистика сверхновых набирается ускоренными темпами, и точек на графике, отражающем закон Хаббла, становится все больше.

Наблюдения, которые вели несколько научных коллективов в середине ХХ века, давали значительный разброс значений постоянной Хаббла из-за больших ошибок в определении расстояния до галактик — от 50 до 100 (км/с)/Мпк. Но постепенно значение постоянной Хаббла уточнялось, разброс уменьшался. Сейчас, когда пишется эта книга, считается, что величина постоянной Хаббла равна Н = 67,7 (км/с)/Мпк. Нет сомнений, что значение этой важной величины еще будет уточняться.

Почему так важно знать постоянную Хаббла? Она помогает определить возраст Вселенной, оценить, сколько лет прошло с того самого «момента 0», когда все началось.

И действительно: если галактики разлетаются, это означает, что в прошлом они были ближе друг к другу. Если забраться еще дальше в прошлое — они были еще ближе. Было бы крайне интересно определить, когда все галактики находились рядом друг с другом. Можно ли оценить, когда это было?

Если мы знаем постоянную Хаббла, это несложно.

Промежуток времени t, прошедшего с «момента 0», когда вся материя Вселенной была сконцентрирована в одном месте, до сегодняшнего дня, равна расстоянию r , которое пролетела галактика за это время, деленному на ее скорость. Скорость, по закону Хаббла, равна:

.

Тогда

.

Возьмем современное (хотя явно не окончательно установленное) значение для Н, равное 67 (км/с)/ Мпк. Тогда значение t получится: t = 1/H c Мпк/км. Переведем мегапарсеки в километры (1 Мпк = 3,086×1019 км). Тогда значение t будет равно 4,7×1017с. Если