Даже в расширяющейся Вселенной мы ожидаем увидеть галактики как с красным, так и с синим смещением. Однако почти все наблюдаемые нами объекты смещены в красную сторону. И вот почему.
Во Вселенной существует удивительное свойство, присущее почти каждой галактике за пределами нашего Млечного Пути: свет, который мы от них наблюдаем, кажется смещенным в сторону более красных и длинных волн по сравнению со светом, излучаемым внутри нашей собственной галактики. В контексте Общей теории относительности есть несколько возможных объяснений наблюдаемого красного смещения: оно может быть вызвано относительным движением источника и наблюдателя, разницей в кривизне пространства между ними или же тем, что сама ткань пространства растягивается и расширяется по мере того, как свет путешествует сквозь нее.
Однако, если бы во Вселенной доминировали эффекты гравитационных масс (таких как галактики), притягивающих другие массы, можно было бы ожидать равного количества галактик с красным и синим смещением. Но галактик с синим смещением гораздо меньше, а на очень больших расстояниях их практически нет. Почему так происходит? О чем нам говорят эти наблюдения и правильно ли мы их интерпретируем? Сегодня мы ответим на следующий вопрос нашего читателя:
«Мы понимаем, что Вселенная расширяется, и видим, что галактики удаляются от нас со скоростями, зависящими от их расстояния. Но какова геометрия этого процесса? Почему мы не видим объектов, движущихся к нам и имеющих синее смещение? […] Я не могу представить себе ситуацию, когда всё движется от нас, и ничего не движется к нам».
Это отличный вопрос. То, что мы узнали за последнее столетие — примерно столько же времени существует наше представление о расширяющейся Вселенной, — дало нам огромный объем знаний о мире, в котором мы живем. Вот что все это означает.
Многие начинают с попытки визуализировать расширение Вселенной, а затем пытаются добавить к этой картине идею красного смещения далеких галактик. Но исторически идея развивалась совсем не так. В начале XX века мы не знали, расширяется Вселенная, сжимается или она статична; мы даже не знали, существуют ли другие варианты, кроме «статичности». Мы также не знали, насколько велика Вселенная: простирается ли она за пределы Млечного Пути или же наша Галактика и есть вся Вселенная. В 1920 году по последнему вопросу даже состоялся «Большой спор», который не выявил явного победителя, оставив лишь ряд интерпретаций неубедительных данных.
Ситуация начала меняться в 1923 году. Эдвин Хаббл, используя самый большой на тот момент телескоп в мире (с диаметром главного зеркала около 2,5 метров), проводил ночи напролет, наблюдая за Великой туманностью Андромеды. Сегодня мы знаем ее как галактику Андромеды, но в то время многие считали ее газопылевым объектом внутри Млечного Пути. Хаббл искал новые звезды: вспышки, происходящие, когда белые карлики накапливают на своей поверхности достаточно вещества для кратковременного термоядерного взрыва, что приводит к резкому увеличению яркости. Он увидел одну вспышку, отметив ее буквой «N», затем вторую, а затем третью.
Но менее чем через 48 часов он увидел четвертую вспышку — точно в том же месте, где была первая. Взволнованный, он зачеркнул «N» и большими красными буквами написал самое знаменитое примечание в истории астрономии: «VAR!» (Variable — переменная).
Это было революционное открытие. Новым звездам требуется очень много времени для «перезарядки»: даже самые быстрые из известных сегодня повторных новых вспыхивают вновь лишь спустя несколько лет (большинству требуются столетия или тысячелетия). Но объект, который, казалось, вспыхнул как новая, снова стал ярче всего через несколько часов, а не лет. Это подсказало Хабблу, что его первоначальное предположение было неверным; он наблюдал не новую звезду. Способность становиться ярче, тускнеть и снова ярче всего за несколько часов или дней указывала на другого виновника: класс переменных звезд, известных как цефеиды.
С этой новой интерпретацией данных Хаббл начал искать другие переменные звезды в Андромеде и нашел их. Они были гораздо тусклее, чем переменные внутри Млечного Пути, но меняли свою яркость по тому же закону. Это позволило ему определить расстояние до Андромеды: не сотни или тысячи световых лет, а порядка миллиона (современное значение составляет около 2,5 миллионов световых лет). Наконец-то мы узнали, что Млечный Путь не охватывает всю Вселенную и что за его пределами существуют другие галактики.
В небе было обнаружено великое множество спиральных туманностей; Андромеда стала лишь первой, для которой было определено астрономическое расстояние. Если представить себе огромную Вселенную, наполненную галактиками, с примерно однородной плотностью (где концентрация масс и количество галактик в больших масштабах схожи во всех местах), то можно предположить, что движение этих галактик определяется кумулятивными эффектами гравитации. В трехмерном пространстве области с повышенной плотностью притягивали бы к себе большое количество галактик, а области с пониженной плотностью теряли бы вещество.
С нашей точки зрения внутри Млечного Пути такой ход мыслей привел бы к тому, что мы наблюдали бы только относительные движения этих галактик вдоль нашего луча зрения. Те, что движутся к нам, имели бы синее смещение; те, что движутся от нас — красное. Поскольку во Вселенной со случайным распределением материи гравитация с одинаковой вероятностью может создавать движение «к нам» и «от нас», можно было бы ожидать равное количество галактик с красным и синим смещением.
Но даже во времена Хаббла из наблюдений было известно, что это не так. Если среди звезд Млечного Пути мы наблюдаем примерно поровну объектов с синим и красным смещением, то почти все спиральные и эллиптические туманности (которые мы теперь называем внешними галактиками) имели красное смещение. Синие смещение встречалось невероятно редко.
Более того, по мере измерения расстояний до все большего числа галактик проявилась интересная тенденция. Благодаря переменным звездам, обнаруженным во все более далеких галактиках, стало ясно, что шанс иметь синее смещение есть только у самых близких к нам объектов. Чем дальше мы заглядывали — на десятки миллионов световых лет вместо просто миллионов, — тем больше становился процент галактик с красным смещением и тем меньше — с синим. Кроме того, средняя величина красного смещения росла вместе с расстоянием.
На расстояниях от 50 до 100 миллионов световых лет лишь малая часть галактик имеет синее смещение — и это только те, что находятся внутри массивных скоплений галактик, то есть подвержены наибольшему локальному гравитационному влиянию. На еще больших расстояниях среднее красное смещение становится еще значительнее. На дистанциях свыше 100 миллионов световых лет синее смещение можно найти только в непосредственной близости от центров самых массивных скоплений: это галактики, которые случайно «летят» в нашу сторону быстрее, чем общее красное смещение на этом расстоянии уносит их прочь.
Наконец, за пределами 300 миллионов световых лет галактик с синим смещением не встречается вовсе. Где бы ни находилась галактика, даже при самых экстремальных пекулярных (вызванных локальной гравитацией) скоростях, у каждой наблюдаемой галактики есть красное смещение.
На самом деле идея связи красного смещения с расстоянием возникла до того, как Хаббл опубликовал свои главные результаты в 1929 году; Жорж Леметр опередил его еще в 1927 году. В своей статье Леметр не просто сопоставил факты (кстати, за два года до Хаббла), но и проделал тяжелую теоретическую работу, чтобы объяснить причины. Еще в 1922 году теоретик Александр Фридман выяснил, что происходит во Вселенной, равномерно (или почти равномерно) заполненной материей, излучением или любым видом энергии.
В отличие от всех предыдущих попыток, Фридман провел расчеты в рамках Общей теории относительности, а не ньютоновской гравитации. Эйнштейн представил ОТО миру лишь в 1915 году, и эти вычисления были гораздо сложнее любых других точных решений, найденных к тому времени. Фридман обнаружил следующее:
- Вселенная, управляемая законами Общей теории относительности и равномерно заполненная материей или энергией любого вида, не может быть одновременно статической и стабильной.
- Такая Вселенная должна либо глобально расширяться, либо сжиматься.
- Будет ли такая Вселенная расширяться вечно или схлопнется обратно, зависит от скорости ее расширения, а также от плотности и типов присутствующей в ней энергии.
Когда Леметр писал свою работу 1927 года, он знал о трудах Фридмана и первым применил реальные данные о Вселенной к этому новому набору решений ОТО. Он сопоставил расстояния до различных галактик (из ранних работ Хаббла) и измеренные красные смещения этих галактик (из независимых работ Весто слайфера) и собрал все воедино.
- Чем дальше находится галактика, тем больше, в среднем, ее наблюдаемое красное смещение.
- Это соответствует Вселенной, которая расширяется, а не сжимается или остается статичной.
- Если Вселенная расширяется сегодня, значит, в прошлом она была меньше, плотнее и горячее.
- Если экстраполировать это достаточно далеко назад, мы придем к «нулевому размеру» Вселенной, соответствующему бесконечным температурам и плотностям — состоянию, известному как сингулярность.
Именно Леметр пришел к этим выводам, и сделал он это в одиночку, опираясь на ранние работы других, но используя свой собственный ум и общедоступные данные. Это и есть истоки идеи Большого взрыва и первое наблюдательное подтверждение концепции расширяющейся Вселенной. Хотя само название «Большой взрыв» появилось лишь спустя годы, концепция родилась в 1927 году, когда более популярными были поэтические названия вроде «первобытный атом» или «космическое яйцо».
Легко понять, почему в прошлом Вселенная была плотнее и почему она станет менее плотной в будущем по мере расширения: объем пространства, который занимает (неизменное) количество частиц, меняется. В прошлом она была плотнее, потому что то же количество частиц находилось в меньшем объеме.
Но для излучения история немного отличается. Да, количество частиц излучения (фотонов) уменьшается в плотности по мере расширения Вселенной так же, как и материя. Но энергия каждого кванта излучения — каждого отдельного фотона — определяется его длиной волны.
Когда Вселенная расширяется и излучение путешествует сквозь нее, расширяющаяся ткань пространства заставляет длину волны каждого фотона растягиваться и, следовательно, удлиняться. Чем дольше фотон путешествует через расширяющуюся Вселенную (а ему нужно лететь дольше, если он испущен более далекой галактикой), тем сильнее растягивается его длина волны. Именно поэтому чем дальше находится галактика, тем сильнее, в среднем, смещен ее свет в красную сторону.
В настоящее время мы достаточно хорошо измерили скорость расширения Вселенной. Даже с учетом неопределенностей, вызванных современной проблемой «напряженности Хаббла», мы можем быть уверены, что скорость расширения составляет около 70 км/с/Мпк. Это означает, что на каждый мегапарсек (около 3,26 млн световых лет) расстояния до галактики ее свет будет иметь красное смещение, эквивалентное удалению источника от наблюдателя со скоростью 70 км/с.
Это значит, что если мы смотрим на галактику, находящуюся на расстоянии:
- 10 млн световых лет, мы ожидаем красное смещение, соответствующее скорости удаления около 215 км/с;
- 50 млн световых лет — около 1074 км/с;
- 300 млн световых лет — около 6440 км/с;
- 1 млрд световых лет — около 21 500 км/с;
- 5 млрд световых лет — около 107 000 км/с;
- 14 млрд световых лет — около 300 000 км/с (скорость света);
- и так далее.
С другой стороны, гравитационное красное смещение, вызванное разницей в гравитационном потенциале между источником и наблюдателем, обычно ограничено максимумом примерно в 1 часть на миллион, что соответствует сдвигу всего в ~1 км/с. Другой важный эффект — пекулярные (собственные) скорости, вызванные притяжением близких массивных тел, — обычно составляет порядка нескольких сотен или тысяч км/с. Самые большие отклонения от общего расширения Вселенной (также известного как хаббловский поток) достигают примерно ±6000 км/с.
В очень близкой к нам Вселенной, например, в пределах нашей Местной группы, вероятность найти галактику с синим смещением такая же, как и с красным. Даже Андромеда, первая измеренная галактика за пределами нашей, имеет синие, а не красное смещение (она движется к нам). Но по мере того как мы смотрим на объекты все дальше и дальше, расширение Вселенной становится все более важным фактором. Большинство галактик за пределами Местной группы удаляются от нас и, следовательно, имеют красное смещение. Лишь немногие галактики, в основном в близких группах и скоплениях, имеют синее смещение. Некоторые заметные примеры есть в скоплении Девы; самые далекие из них находятся на расстоянии скопления Волос Вероники, а за ним их практически нет.
Это происходит потому, что, хотя галактики и могут испытывать сильное влияние близлежащих гравитационных сгустков, пустот (войдов) и других неоднородностей плотности, существует предел скорости, которую им может придать гравитация: этот предел составляет около 6000 км/с. Для галактик, находящихся дальше нескольких сотен миллионов световых лет, смещение их света полностью определяется эффектами расширения Вселенной и самим хаббловским потоком. Чем дальше вы смотрите, тем сильнее влияние расширения Вселенной на свет, прибывающий к нам сейчас. Именно поэтому среди самых далеких галактик нет ни одной, которая демонстрировала бы хоть какое-то синее смещение.
Читайте также: Что такое красное и синее смещение и почему они важны?
Комментировать можно ниже в разделе “Добавить комментарий”.