Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

нам, то свет был бы смещен на более короткие длины волн, то есть был бы синим. Красное смещение измеряется через отношение наблюдаемой длины волны (или частоты) «системы покоя» света. Таким образом, красное смещение может быть связано со скоростью галактики относительно Земли вдоль линии нашего обзора.

Теперь мы подходим к моменту, который действительно ознаменовал начало эпохи внегалактической астрономии и того, что сейчас мы называем «наблюдательная космология». Эдвин Хаббл, работавший в знаменитой обсерватории Маунт-Вилсон, взял красные смещения нескольких галактик, которые ранее измерялись часто забываемым астрономом Весто Слайфером. Хаббл и Хьюмасон собрали расстояния от переменных наблюдений цефеиды этих галактик, для которых Слайфер измерил красные смещения, и при сравнении красных смещений и расстояний обнаружили корреляцию: в целом, более отдаленные галактики имели бо́льшие красные смещения. Фактически большинство внешних галактик имели положительные красные смещения, и только некоторые из них – голубые. В 1929 году Хаббл опубликовал работу с описанием этого открытия.

Следует отметить, что было и несколько других астрономов, участвовавших в ранних теоретических исследованиях. Например, в начале 1920-х годов Александр Фридман и Жорж Леметр, работая независимо друг от друга и используя общую теорию относительности Эйнштейна, получили первые наметки того, что позднее станет известно как закон Хаббла. (В науке существуют разные взгляды на то, кого именно считать первооткрывателем, поскольку другие ученые тоже работали над раскрытием картины расширяющейся Вселенной, но чаще всего называют именно Хаббла.)

Как и кем бы ни было сделано открытие, результаты этого экспериментального доказательства имели глубокие последствия. Было продемонстрировано не только то, что Вселенная заполнена галактиками, разделенными огромными расстояниями, но и то, что эта комбинация данных – расстояний цефеид и красного смещения – подразумевает доминирующее удаление галактик друг от друга, при этом находящиеся дальше галактики кажутся более быстрыми. Вывод был ясен: Вселенная расширяется. Это было – и при постоянном обновлении данных остается – одним из наиболее убедительных доказательств происхождения Вселенной в горячем Большом взрыве. Просто поверните стрелки часов назад: вещи, которые сейчас удаляются друг от друга, когда-то должны были быть ближе друг к другу. Запустите часы назад достаточно далеко в прошлое – и вы попадете в точку, где вся материя и энергия были сконденсированы в объеме, намного меньшем, чем сегодня. Какой-то механизм, который мы называем Большим взрывом (на самом деле этот термин был впервые использован для критики теории, которую он обозначает), вызвал взрывное расширение из одной точки – как мы предполагаем, отправной точки нашей физической Вселенной. Вопрос о том, было ли что-то до него, – предмет бесконечных домыслов и споров, отчасти потому, что его трудно проверить эмпирически.

Это изображение представляет собой очень детализированную радугу – спектр нашего Солнца, где солнечный свет рассеивается на составляющие его частоты, которые мы воспринимаем как цвета. Самые короткие длины волн (и самые высокие частоты) находятся внизу (синие), и с каждым рядом длины волн увеличиваются (а частоты уменьшаются). Вертикальные темные линии – линии Фраунгофера – указывают на поглощение света различными элементами, присутствующими в атмосфере Солнца. Спектр говорит нам, сколько энергии излучается на каждой длине волны – в случае Солнца бо́льшая часть энергии излучается в УФ-части электромагнитного спектра, а пик находится около зеленой/желтой метки. Поэтому спектры можно использовать для получения данных о физике и составе Солнца. Этот метод применим ко всем галактикам, где виден объединенный свет миллиардов солнц. Спектры галактик также могут показывать эмиссионные линии, например излучение ионизованного водорода в местах звездообразования (областях HII). Поскольку мощность этих линий пропорциональна количеству молодых массивных звезд, способных ионизировать водород, мы можем использовать спектры и для измерения скоростей звездообразования галактик, а также других физических свойств. Спектроскопия – один из самых мощных инструментов в астрономии

Перед вами довольно необычный вид галактик. Это изображение показывает спектры нескольких далеких галактик, за которыми мы наблюдаем при помощи многообъектного спектрографа VIMOS. Спектроскопия рассеивает свет в соответствии с частотой подобно радуге, что позволяет нам детально исследовать выбросы галактик и изучать информацию об их движении и химическом составе. Каждая вертикальная полоса – это спектр одной галактики, а яркие горизонтальные линии – характеристики излучения в нашей атмосфере. Более слабые вертикальные линии, видимые в некоторых полосах, – излучения самих галактик

Точная природа и механизм начального расширения в первые несколько мгновений существования Вселенной и ее продолжающегося расширения сегодня относятся к области того, что можно было бы назвать космологическими вопросами, на которых мы не собираемся слишком сильно фокусироваться. Нас интересуют непосредственно галактики, охваченные этим космическим потоком, и то, как они формировались и развивались во Вселенной, возникшей в жарких условиях Большого взрыва.

Вернемся к спектрам. Умение измерять спектры галактик – неотъемлемая часть нашего набора инструментов. Красное смещение можно использовать для отображения распределения галактик в своего рода трехмерном контексте, так как мы знаем, что галактики с большими красными смещениями находятся дальше. Но спектры имеют и другое применение: они содержат важную информацию о внутреннем содержании, химии и движущих силах далеких галактик.

Спектр Солнца (см. изображение на с. 86) сложен: его детальная форма в основном содержит информацию о химии звезды и о том, сколько энергии она излучает. Мы можем достаточно хорошо измерить спектр Солнца, потому что оно очень яркое. Но Солнце – это только одна звезда. Когда мы берем спектр всей галактики, то измеряем суперпозицию света от миллиардов звезд разного возраста, массы и металличности. Кроме того, мы также получаем все межзвездное вещество – газ и пыль между звездами. Если бы все звезды были той же массы и возраста, что и Солнце, а межзвездного вещества не было, спектр далекой галактики был бы почти той же формы, что и спектр Солнца. Но в галактиках есть целый ряд типов звезд, и не все они похожи на Солнце. Это приводит к различиям в форме спектрального континуума от галактики к галактике, которые мы можем использовать для классификации галактик разных типов.

Галактики, которые активно формируют множество новых звезд, производят большое количество излучения в УФ– и синей частях спектра, потому что это свет очень массивных, но недолговечных звезд. Другими словами, если мы видим галактику с большим УФ-излучением, то сразу понимаем, что она должна содержать много молодых, обычно очень массивных звезд, и поэтому здесь должны активно формироваться новые светила, так как массивные звезды живут не очень долго – всего лишь миллионы лет. Поэтому УФ-светимость можно откалибровать по скорости звездообразования. УФ-свет, производимый этими новыми звездами, оказывает другое влияние