Ефремов Ю. Н. "В глубины Вселенной" (М.: Наука, 1984. – фрагменты из книги) стр. 164 Глава 14 красное смещение

Главная задача стоит перед теми, кто получает выводы, соединяя теорию с наблюдениями; имя им — астрономы.

В 1924 г. К. Вирц обнаружил слабую корреляцию между угловыми диаметрами и скоростями удаления галактик и предположил, что она может быть связана с космологической моделью В. де Ситтера, согласно которой скорость удаления отдалённых объектов должна возрастать с их расстоянием. Де Ситтер, опубликовавший свою работу «Об эйнштейновской теории гравитации и её астрономических следствиях» в 1917 гг., сразу же после появления общей теории относительности, знал только три лучевые скорости; у М 31 она была отрицательна, а у двух слабых галактик — положительная и большая. Однако выводы Вирца не казались очень убедительными. Галактики с меньшим диаметром обычно являются и более компактными; большие красные смещения в их спектре, вообще говоря, могли быть вызваны и более сильным гравитационным полем. Иными словами, красное смещение могло быть не доплеровским, а эйнштейновским, и меньший диаметр мог быть связан не с большим расстоянием, а с большей плотностью галактики и, следовательно, её более сильным гравитационным полем. Лишь много позднее выяснилось, что преобладание среди далёких галактик более компактных объясняется наблюдательной селекцией — такие галактики обладают большей поверхностной яркостью.

Рис. 59. Диаграмма лучевая скорость – расстояние галактик, построенная Хабблом в 1929 г., – первое изображение «закона Хаббла».

Лундмарк и затем Штремберг, повторившие работу Вирца, не получили убедительных результатов, а Штремберг даже заявил в 1925 г., что «не существует зависимости лучевых скоростей от расстояния от Солнца». Ясно было, что ни диаметр, ни светимость не могут считаться надёжными критериями расстояния галактик, так как оба параметра сильно отличаются у разных галактик.

Тем временем Хаббл, как мы знаем, разрешил на звёзды ряд галактик и разработал критерии определения расстояний, основанные на характеристиках отдельных звёзд внутри галактик. К 1929 г. у него были надёжные расстояния 18 галактик и скопления в Деве. И вот сопоставление этих расстояний с лучевыми скоростями показало чёткую линейную зависимость скорости от расстояния, по праву называющуюся теперь законом Хаббла (рис. 59). Вселенная оказалась расширяющейся, а поэтическая метафора Уитмена вдруг стала точным описанием действительности!

Хаббл понимал значение своего открытия. Сообщая о нём, он писал, что «зависимость скорость — расстояние может представлять эффект де Ситтера и, следовательно, она может дать количественные данные для определения общей кривизны пространства». Многочисленные попытки объяснить зависимость Хаббла не расширением Вселенной, а чем-либо иным, неизменно терпят неудачу.

Подчеркнём, что решающее значение имели методы определения расстояний галактик, разработанные Хабблом, для чего понадобились прямые фотографии на 100-дюймовом рефлекторе, а само красное смещение было найдено с помощью 24-дюймового телескопа. В тридцатых годах Хаббл и его сотрудники занимали более половины наблюдательного времени крупнейшего тогда телескопа мира. И эта концентрация усилия привела к величайшим достижениям наблюдательной астрономии XX века!

В 1928 г. по предложению Хаббла определением лучевых скоростей галактик на 100-дюймовом телескопе занялся Милтон Хьюмасон (1891–1972), начинавший когда-то как разнорабочий обсерватории Маунт Вилсон и затем «ночной помощник», ассистент астронома у телескопа. Спустя семь лет у него были спектрограммы 150 галактик до расстояний, в 35 раз превышающих расстояние скопления галактик в Деве, а к 1940 г. наибольшие обнаруженные им скорости удаления галактик составляли уже 40000 км/с. И до самых больших расстояний сохранялась прямая пропорциональная зависимость между красным смещением, z = Δλ/λ, и расстоянием, которая в общем виде записывается так:

cz = v = Нr,

где с – скорость света, r – расстояние и v – лучевая скорость. Коэффициент пропорциональности H был назван позднее постоянной Хаббла.

Этот новый закон природы получил объяснение в основанных на общей теории относительности моделях Вселенной, предложенных в 1922–1924 гг. А.А. Фридманом; модели, полученные ранее Эйнштейном и де Ситтером, оказались предельными случаями моделей Фридмана. Мы не будем разбирать здесь космологические модели; заметим только, что красное смещение означает не разбегание галактик именно от нас, а увеличение всех расстояний между всеми объектами Вселенной, со скоростью, пропорциональной величине расстояния. Наблюдатель в любой галактике видит, что все другие галактики разбегаются от него.

Закон Хаббла интересует нас и как могучее средство определения расстояния до самых далёких галактик – если можно получить лучевую скорость и если известно значение постоянной Хаббла. Уже более 50 лет определение точной величины остаётся одной из самых важных задач астрономии.

Расскажем прежде всего, как её решил сам Хаббл в 1935 г. У него были данные о красном смещении 29 близких галактик, находящихся, однако, за пределами Местной группы: слишком близкие галактики заведомо нельзя, так как для них скорости удаления от нас, обусловленные расширением Вселенной, слишком малы и сравнимы со случайными (пекулярными, как говорят) их скоростями в пространстве. В этих 29 галактиках Хаббл определил звёздные величины т самых ярких звёзд. Поскольку светимости их во всех галактиках, как нашёл Хаббл, примерно одинаковы, их звёздные величины должны быть функцией расстояния, и действительно показывают зависимость от скорости удаления v. Эта зависимость по данным Хаббла представляется формулой lgv = 0,2m – 1,0. С другой стороны, v = Hr, lgv =lgH + lgr, и согласно формуле, полученной в конце гл. 3, lgr = 0,2(т–М) + 1, где М — абсолютная величина. Из этих трёх формул и вытекает выражение, с помощью которого определяется постоянная Хаббла: lgH = 0,2М – 2,00¹. Абсолютная величина ярчайших звёзд, найденная Хабблом, оказалась равной – 6^m,35, и величина Н (Хаббл обозначал её v/r) получилась 535 (км/с)/Мпс.

Поскольку светимость ярчайших звёзд была определена сравнением их с цефеидами, пересмотр нуль-пункта зависимости период–светимость означал необходимость и пересмотра величины постоянной Хаббла. Хьюмасон, Мейолл и Сендидж в 1955 г., использовав новые данные о красном смещении и учтя поправку Бааде к нуль-пункту зависимости период–светимость, получил Н = 180 (км/с)/Мпс.

В 1958 г. Аллан Сендидж, продолжая дело своего учителя Хаббла, скончавшегося в 1953 г., опубликовал результаты новой ревизии постоянной Н. Опираясь главным образом на новые звёзды, Сендидж пришёл к выводу, что модули расстояний Магеллановых Облаков, М 31, М 33 и NGC 6822 надо увеличить в среднем на 2^m,3 сравнительно со значениями, принятыми Хабблом. На столько же, следовательно, надо сделать ярче абсолютные величины ярчайших звёзд; они были уточнены ещё и путём привлечения новых данных о ярчайших звёздах галактик Местной группы. Но, помимо этих уточнений, Сендидж обнаружил у своего учителя ещё и трагическую ошибку, состоящую в том, что объекты, которые Хаббл принимал за ярчайшие звёзды в лежащих за пределами Местной группы галактиках, являются в действительности компактными эмиссионными туманностями, областями Н II.

Хаббл, который в двадцатых годах мог работать только с пластинками, чувствительными к синим лучам («красные» фотопластинки были тогда ещё слишком малочувствительны), не имел возможности отличить изображения компактных областей Н II от звёзд, особенно в далёких галактиках. Даже в М 31, несмотря на тщательные поиски, он не нашёл ни одной эмиссионной туманности, хотя сейчас их там известно 981. Вероятно, поэтому возможность такой путаницы не приходила Хабблу в голову. Лишь Бааде, фотографировавший М 31 в разных лучах и, в частности, применявший пластинки чувствительные к красным лучам, и светофильтры, вырезающие красную водородную линию Н_α, смог отыскать их. Сендидж, снимая NGC 4321 в скоплении Девы в разных лучах, обнаружил, что области Н II ярче самых ярких звёзд на 1^m,8 – вот на сколько Хаббл преуменьшал модуль расстояния, определяя его по «ярчайшим звёздам». Суммарная ошибка в принятых Хабблом модулях расстояния составляет, следовательно около 4^m,0! В итоге, по оценке Сендиджа, постоянная Хаббла должна быть заключена в пределах 50-100 (км/с)/Мпс. Причину оставшейся неопределённости он приписал в основном дисперсии абсолютных величин ярчайших звёзд. Результаты Сендиджа означали, что расстояния далёких галактик Хаббл преуменьшал в 6-7 раз!

Через десять лет, в 1968 г., Сендидж определил постоянную Хаббла другим способом. Ещё Хаббл установил, что ярчайшие члены скоплений галактик – гигантские эллиптические галактики – имеют почти одинаковую абсолютную величину. Можно и для них построить зависимость между видимыми величинами и красным смещением, и если определить светимость хотя бы одной из них, из этой зависимости можно определить постоянную Хаббла, аналогично тому, как это делал сам Хаббл с ярчайшими звёздами. Особенно важно при этом, что мы можем уйти теперь неизмеримо дальше – ярчайшие галактики скоплений ярче ярчайших звёзд на 11^m–12^m! В шестидесятых годах было заподозрено, что при скоростях удаления, меньших 4000 км/с, наблюдается местная неоднородность поля скоростей галактик, и определяемая по недостаточно далёким галактикам постоянная Хаббла может отражать не только расширение Вселенной, но и местные уклонения в некоторых направлениях от средней скорости расширения, связанные с возможным существованием местного сверхскопления (скопления скоплений) галактик. Особенно настаивает на этом Жерар де Вокулёр.

Светимость наиболее яркой галактики в скоплениях можно определить, зная расстояние хотя бы одного скопления. Ближайшим богатым скоплением является скопление в Деве, и Сендидж использовал для определения его расстояния шаровые скопления в эллиптической галактике М 87 (рис. 60). Эта галактика, один из ярчайших членов скопления в Деве, известна как мощный радиоисточник (Дева А), знаменита выбросом из ядра и обладает феноменальным количеством шаровых скоплений. По пластинкам, полученным на 200-дюймовом рефлекторе, их общее количество оценивалось в 2000, но в 1975 г. на одной из первых пластинок, полученных на 158-дюймовом рефлекторе обсерватории Сьерро Тололо, на которой чаще бывают хорошие изображения, в М 87 найдено 4000 шаровых скоплений, а полное их число должно достигать 10000! Напомним, что в туманности Андромеды известно около 300 скоплений, а в нашей Галактике 135, и по самым смелым оценкам А.С. Шарова полное количество шаровых скоплений в нашей Галактике составляет около 500. По-видимому, полное количество этих скоплений зависит от массы галактики и доли её, приходящейся на объекты населения II.

Предполагая далее, вместе с Сендиджем, что светимость ярчайших звёздных скоплений в богатых ими галактиках одинакова, зная интегральную абсолютную величину ярчайшего скопления нашей Галактики (–9^m,7В, ω Кентавра) и М 31 (–9^m,8В, В 282), а также блеск ярчайшего скопления М 87 (–21^m,3В), получаем модуль расстояния М87 и всего скопления галактик: m–M=21^m,3+9^m,8=21^m,1. Отсюда следует, что ярчайшая галактика скопления Девы (эллиптическая галактика NGC 4472, в которой тоже очень много шаровых скоплений, пока не изученных) – и, следовательно, ярчайшие галактики во всех скоплениях вообще — имеют абсолютную величину -21^m,7В.

На рисунке 61 показана зависимость между интегральными величинами ярчайших галактик в 65 скоплениях и их красными смещениями. Эти смещения доходят до 14000 км/с. Очень маленький разброс точек вокруг прямой является прекрасным подтверждением как закона Хаббла, так и одинаковости светимости ярчайших галактик скоплений, содержащих не менее 30 членов.

Рис. 61. Диаграмма Хаббла — зависимость красное смещение–звёздная величина для 65 ярчайших галактик в скоплениях. Уравнение прямой имеет вид т = 5 lg z + const, подтверждая справедливость закона Хаббла (см. примечание на стр. 167). Указаны пределы красного смещения, достигнутые разными исследователями. Рисунок взят из работы А. Сендиджа, Дж. Кристиана и Дж. Вестфала.

Зная абсолютную величину галактик и зависимость их видимых величин от красного смещения, легко найти постоянную Хаббла, воспользовавшись формулой, приведённой в сноске на стр. 167, — все члены, кроме Н, теперь известны. Таким способом Сендидж получил в 1968 г. значение Н = 75 (км/с)/Мпс. долгое время считавшееся наиболее вероятным.

Однако в серии статей, опубликованных в 1974–1975 гг. А. Сендидж и швейцарский астроном Г. Тамман получили для постоянной Хаббла значение 55 (км/с)/Мпс. Определив с помощью цефеид расстояния галактик Местной группы и группы М 81, они получили зависимость между линейными размерами областей Н II и светимостью содержащей их галактики. С помощью этой зависимости они по угловым диаметрам областей Н II нашли расстояния многих неправильных и спиральных галактик поля и определили светимость гигантских спиральных галактик ScI, которые можно выделить по внешнему виду. Для 50 слабых галактик ScI Сендидж и Тамман определили лучевые скорости (все они оказались превышающими 4000 км/с). Зная видимые и абсолютные величины, нетрудно получить постоянную Хаббла.

Сендидж и Тамман и в настоящий момент настаивают на том, что постоянная Хаббла с ошибкой примерно в 10% составляет 50 (км/с)/Мпс, тогда как Ж. де Вокулёр с той же ошибкой получает значение Н = 95. Магическое число 10 % неразрывно связано с определениями этой постоянной; напомним, что Хаббл определил её равной 535 (км/с)/Мпс – и ошибку оценил в 10 %... Надо сказать, что у большинства астрономов получается значение H между 75 и 100, и Сендидж и Тамман являются почти единственными сторонниками длинной шкалы расстояний.

Решение вопроса существенно зависит от модуля расстояния (и значит, оценки светимости) гигантской спирали M 101, который Сендидж и Тамман по ярчайшим голубым звёздам и диаметрам ярчайших областей Н II оценили в 29^m,2 тогда как Вокулёр оценивает его в 28^m,33. Недавно Р. Хемфрис и С. Стром сумели отыскать в этой галактике 90 красных сверхгигантов; ярчайшие из них имеют V= 20,9 ± 0,2, что при М_V= –8,0 ± 0,2 даёт видимый модуль расстояния т – М = 28,9 ± 0,3, а после исправления за поглощение света внутри этой галактики т₀ – М = 28,6. Истина, по-видимому, лежит несколько ближе к результату Вокулёра, чем Сендиджа.

Модуль расстояния скопления галактик в созвездии Девы сторонники короткой шкалы определяют в 30^m,7 (точнее говоря, облака галактик Дева S, в котором преобладают спиральные галактики), а Сендидж и Тамман – на ~ 1^m больше; первое значение соответствует Н = 95 (если учесть движение Местной группы галактик по направлению к скоплению Девы); второе – Н = 50.

Для определения расстояний далеких галактик начинают использовать обнаруженную Фишером и Тулли корреляцию между дисперсией скоростей нейтрального водорода в галактике (которая зависит от её массы) и её светимостью. По четырём скоплениям галактик М. Ааронсон и другие, сопоставляя эту дисперсию с интегральными инфракрасными величинами галактик, нашли в 1980 г. Н = 95±4(км/с)/Мпс. Похоже на то, что постоянная Хаббла, дойдя в своём вековом «уменьшении» до предельно малого значения в 50 (км/с)/Мпс, потихоньку начинает возрастать снова, хотя стать больше 120–130 (км/с)/Мпс ей уж не удастся...

Определяемые по цефеидам расстояния ближайших галактик враждующие партии принимают близкими друг к другу и уже поэтому становится как никогда актуальной задача исследования этих звёзд в более далёких галактиках. Такие работы уже начаты на 5-метровом рефлекторе, причём использование ближней инфракрасной области спектра позволяет фотометрировать цефеиды в М 31 и М 33 даже при полной Луне. В этом диапазоне мала и амплитуда цефеид и дисперсия зависимости период - светимость, что позволяет получить более надёжные результаты или обойтись существенно меньшим количеством наблюдательных данных, — однако искать цефеиды надо в синих лучах, в которых амплитуда велика.

Занимающие много времени исследования цефеид в далёких галактиках станут одной из основных задач 2,4-метрового телескопа, намечаемого к запуску на космическую орбиту в 1986 г. Они позволят осуществить прямое определение расстояний галактик скопления в Деве и, следовательно, постоянной Хаббла. В этих галактиках цефеида с периодом в 20 дней в среднем блеске должна иметь ~26^mV в длинной шкале расстояний и ~25^mV в короткой, т. е. должна быть легко (в принципе) достижимой на этом телескопе, предельная величина которого составляет 28^m. Широкоугольная камера этого телескопа (подобие мозаичного глаза насекомых, имеющая поле 2',7×2',7 и состоящая из 1600×1600 твердотельных детекторов фотонов) даст за одну экспозицию в 3000 секунд изображение примерно четверти площади спиральной галактики скопления Девы, на которой можно ожидать обнаружения около 100 цефеид с периодами, превышающими 10 дней; тридцать экспозиций за несколько месяцев должны дать их периоды. Правда, эти прикидки американских астрономов могут оказаться слишком оптимистическими: цефеиды должны быть на плотном звёздном фоне, на котором выделить их будет нелегко при разрешении в 0'',1. Ставится задача и поиска звёзд типа RR Лиры в М 31.

Прежде чем перейти к рассказу о самых удалённых объектах Вселенной, расстояния которых определяются с помощью красного смещения, подчеркнём ещё раз, что постоянная Хаббла – это вершина пирамиды, каждый этаж которой нуждается ещё в укреплении. Так, если окажется, что светимость цефеид следует уменьшить на 0^m,5, постоянную Хаббла придётся увеличить в 1,25 раза. Особо слабое звено — допущение, что линейный диаметр областей Н II у галактик данного типа хорошо коррелирует со светимостью галактик. Известны явные нарушения этого правила. Фигурирующие выше ошибки в 10 % получены в маловероятном предположении полной надёжности всех промежуточных этапов определения постоянной Хаббла. Работы ещё очень много.

Экстраполируя разбегание галактик назад, мы приходим к выводу, что когда-то они все были собраны в одной точке. Если расширение Вселенной происходило с одной и той же скоростью, то величина, обратная постоянной Хаббла (1/H = r/v = t), позволяет сказать, что этот момент t = 0 имел место 13–19 (H = 50) или 7 –10 (H = 100) миллиардов лет назад. Этот «экспансионный возраст Вселенной» примерно равен возрасту старейших звёзд, который, как мы знаем, практически одинаков во всех галактиках, а также возрасту химических элементов, т. е. времени, прошедшему после эпохи активного нуклеосинтеза, которое можно определить по относительной встречаемости изотопов, образующихся при распаде некоторых радиоактивных элементов. Надо сказать, что длинная шкала (H = 50) лучше согласуется с современными оценками возраста старейших шаровых скоплений, но расширение Вселенной не обязательно должно быть равномерным во времени. Значение постоянной Хаббла, определённое им самим, приводило к «возрасту Вселенной», меньшему возраста Земли, и этот парадокс подсознательно определял стремление исследователей, с одной стороны, уменьшить постоянную Хаббла, а с другой, — попытки объяснить красное смещение и связь его с расстоянием без расширения Вселенной. Однако гипотезы, предполагающие, что с квантами света что-то случается на дальнем пути от галактик, либо прямо противоречат наблюдениям, либо не согласуются с проверенными в лабораторных экспериментах выводами квантовой электродинамики. Доплеровский характер красного смещения подтверждается и тем, что на громадном диапазоне длин волн, включая радиоволны, соблюдается требуемая принципом Доплера пропорциональность красного смещения Δλ, длине волны λ.

Таким образом, закон Хаббла означает, что около 10–20 миллиардов лет назад плотность вещества Вселенной была чудовищно большой и вскоре после этого момента началось образование химических элементов и первых звёзд в протогалактиках. Избежать этого вывода можно, только вводя такие новые физические принципы, для которых нет ни наблюдательных, ни экспериментальных оснований.
Глава 15

КВАЗАРЫ И ВСЕЛЕННАЯ

Обыкновенно не те, которые знают много, а те, которые знают мало, всего увереннее заявляют, что та или иная задача никогда не будет решена наукой.

Страх перед возможностью ошибки не должен отвращать нас от поисков истины.

В 1962 г никто из астрономов не поверил бы, если б ему сказали, что целый класс космических объектов ускользает от его внимания. И это не просто объекты нового типа, а излучающие больше энергии, чем любые другие объекты Вселенной, больше, чем сверхгигантские галактики. Между тем на многих обсерваториях мира с конца прошлого века хранились пластинки, на которых нетрудно было увидеть по крайней мере один из этих объектов...

Предпосылкой открытия квазаров послужила увеличившаяся разрешающая способность радиотелескопов. Долгие годы точность определения координат и угловых размеров объектов, излучающих радиоволны, была очень невелика. Лишь лет пятнадцать назад техника преодолела эти преграды и сейчас радиотелескопы могут работать синхронно на противоположных концах земного шара и образуют интерферометры с базисом в десять тысяч километров. Их разрешающая сила на три порядка превосходит возможности оптических телескопов.

В 1960 г. две 27-метровые антенны Калифорнийского технологического института в долине Оуэнс, составляющие в паре друг с другом радиоинтерферометр, начали измерения координат источников радиоизлучения, внесённых в Третий Кембриджский каталог (3C). Точность определения координат достигала ±5'' и было обнаружено, что некоторые источники имеют очень малые угловые размеры.

26 сентября 1960 г. Т. Метьюз и А. Сендидж сфотографировали на 200-дюймовом телескопе область неба, содержащую один из таких источников – 3C 48. К их удивлению, в пределах прямоугольника ошибок координат в этой области не было никаких объектов, кроме звезды 16^m,2 V. Правда, вокруг были следы слабой небольшой туманности, но объект выглядел безусловно звездообразным. Сомнения в возможном отождествления источника радиоизлучения со звездой исчезли 22 октября 1960 г., когда Сендидж получил спектр объекта. В нём оказалась необычная комбинация широких эмиссионных линий, не поддававшаяся идентификации. Показатели цвета 3С 48 также были необычны: Сендидж нашёл, что они соответствуют горячим белым карликам и бывшим новым – очень горячим объектам с ультрафиолетовым избытком.

В декабре 1960 г. Сендидж сообщил о результатах первых оптических наблюдений 3С 48 на 107 заседании Американского астрономического общества. Проверяя гипотезу, по которой 3С 48 является остатком вспышки новой или даже сверхновой — «первой настоящей радиозвездой», X. Смит и Д. Хоффлейт просмотрели коллекцию пластинок Гарвардской службы неба за 1897–1958 гг. и не обнаружили сколько-нибудь заметных, превышающих 0^m,3, колебаний блеска объекта, частых у бывших новых звёзд. Наиболее вероятным казалось, что это остаток сверхновой звезды. В китайских летописях нашли даже «звезду-гостью», вспыхнувшую в 1688 г. не далее как в десяти градусах от 3С 48...

Астрономов можно понять. В. Бааде и Ф. Цвикки, выделяя в 1934 г. сверхновые звёзды в особый класс объектов, намного превышающих по светимости в максимуме блеска (в котором они не уступают иногда целой галактике!) новые звёзды, впервые предположили, что после вспышки сверхновые превращаются в сверхплотные тела — нейтронные звёзды чудовищной плотности и очень небольших размеров. Несколько позже Ландау, Оппенгеймер, Волков теоретически подтвердили возможность существования нейтронных звёзд. И встречая какие-либо пекулярные объекты, астрономы более тридцати лет в первую очередь пытались отождествить их с предсказанными теорией нейтронными звёздами. Так случилось с 3С 48, так думали (может быть, и справедливо) и про первый рентгеновский источник, отождествлённый с горячей звездой, – Скорпион Х-1. И лишь открытие пульсаров в 1968 г. принесло долгожданный успех. Периодичные всплески в радиодиапазоне с интервалом в немногие секунды и доли секунд и другие характеристики пульсаров объясняются вращением сверхплотного тела очень небольших размеров, а обнаружение вспышек и в оптическом диапазоне у звезды 16^m в центре Крабовидной туманности (которую Бааде и Минковский ещё в 1942 г. считали остатком вспышки Сверхновой 1054 г.) доказало, что пульсары являются остатком вспышек сверхновых звёзд. Звезда в центре «Краба» вспыхивает каждые три сотые секунды – немножко пореже, и её миганье можно было бы заметить и глазом!

Но вернёмся к нашим квазарам, которых в 1960 г. чуть было не приняли за грядущие пульсары. К 1962 г. Сендидж и Метьюз отождествили со звездообразными объектами источники радиоизлучения 3С 196 и 3С 286. Здесь, как и в случае 3С 48, единственным объектом, совпадающим в пределах ошибок координат с источником, была звезда 17^m; показатели цвета были такими же, как и у первой «радиозвезды». Не поддающийся интерпретации спектр оставался загадкой, но кто знал, какой спектр может быть у остатка сверхновых! Ведь и интерпретация спектра самой вспышки сверхновой I типа тогда ещё вызывала ожесточённые споры.

Решающим стал 1963 г., вошедший в историю астрономии. К этому времени К. Хазард, М. Маккей и А. Шиминс с рекордной для того времени точностью определили координаты источника радиоизлучения 3С 273, использовав покрытие его Луной. Оказалось, что он двойной, с расстоянием между компонентами в 19'' и диаметром каждого источника меньше 10''. Они нашли, что один из компонентов источника совпадает со звездой 13^m. Молодой голландский астрофизик Маартен Шмидт на обсерватории Маунт Паломар получил спектр 3С 273, в котором опять оказались непонятные эмиссионные линии. Он-то и догадался, что эти линии можно отождествить с самой обычной бальмеровской водородной линией, если только допустить красное смещение, равное 0,158. 16 марта 1963 г. Шмидт послал заметку об этом в «Нейчур». Но тогда эта «звезда» должна быть очень и очень далеко за пределами Галактики, а её светимость в 100 раз больше, чем у гигантских галактик!..

«Тем вечером, – вспоминал позднее Маартен Шмидт, – я пришёл домой, не веря сам себе. "Нечто совершенно неправдоподобное случилось со мной сегодня", сказал я жене». Но правильность отождествления линий, предложенного Шмидтом, сразу же была доказана Дж. Оуком, который нашёл в инфракрасном спектре 3С 273 линию H_α в точности на том месте, где она должна быть с предложенном Шмидтом значением красного смещения. Слово было произнесено, и теперь Т. Метьюз и Дж. Гринстейн легко отождествили линии в спектре 3С 48, для чего им пришлось допустить красное смещение z=0,367.

В начале марта 1963 г. препринты этих работ, полученные И.С. Шкловским, взбудоражили Астрономический институт имени П.К. Штернберга в Москве. А.С. Шаров и автор этих строк (по совету И.С. Шкловского) нашли 3С 273 на пластинках Московской обсерватории, и первое же сравнение с фотографическим атласом неба Вольфа–Пализы показало, что объект, без сомнения, изменяет блеск. Всего у нас нашлось с полсотни пластинок, полученных в 1896–1960 гг., и оказалось, что блеск объекта изменяется в пределах 12^m,0 – 12 ^m,7. 9 апреля 1963 г. мы направили сообщение об этом в Информационный бюллетень Комиссии переменных звёзд Международного астрономического союза, а вскоре получили препринт статьи X. Смита и Д. Хоффлейт, посланный в «Нейчур» тоже 9 апреля. Они оценили около 600 пластинок, полученных в Гарварде с конца прошлого века, и обнаружили изменения среднего блеска с амплитудой 0^m,6 и циклом около 10 лет. Они нашли также и заметную переменность блеска в течение нескольких дней. Отсюда следовало, что и сам размер объекта должен быть порядка световых дней, точнее говоря, таковы должны быть размеры области, эффективно излучающей в оптическом диапазоне. Иначе колебания блеска, возникающие в разных частях объекта, осреднялись бы.

Любопытно, что фотоэлектрические наблюдения 3С 273, начавшиеся с 1963 г., не обнаруживают больших колебаний блеска, а флуктуации его можно объяснить, если считать, что в этой сверхъяркой компактной галактике вспыхивает в среднем 8 сверхновых в год. Но не будем забегать вперёд.

Метьюз и Сендидж написали статью об отождествлении со звездообразными объектами радиоисточников 3С 196 и 3С 286 ещё в 1962 г., но они успели дать в корректуре примечание о внегалактической природе этих объектов. К концу года было известно девять объектов этого рода, а затем, когда стало ясно, по каким признакам их можно искать, хлынул поток открытий; к 1967 г. было найдено уже около 150 квазизвёздных источников радиоизлучения (quasistellar radio sourse, QSS), в 1977 г. их стало 370. Очень скоро их стали называть сокращённо квазарами; года два этот термин боролся с названием «сверхзвезда» (hyperstar) и победил его, ибо название «сверхзвезда» подразумевало определённую интерпретацию явления, с которой далеко не все соглашались...

Название «сверхзвезда» было дано Ф. Хойлом и В. Фаулером единому объекту с массой около 10⁸ солнечных, который, согласно выдвинутой ими гипотезе, может находиться в ядрах радиогалактик. Статья Хойла и Фаулера, написанная в 1962 г., вышла в свет почти одновременно с открытием квазаров, и некоторым казалось, что она описывает именно только что открытые объекты. Сверхмассивная звезда Хойла–Фаулера должна быстро сжиматься, и гравитационная энергия её, переходящая в излучение, и предполагалась источником гигантской светимости квазаров. Эта гипотеза в её первоначальной форме встретилась с большими трудностями, но предположение, что сердцевина квазара — единое массивное тело, с успехом используется и в современных работах.

Итак, квазары – звездообразные объекты, являющиеся сильными источниками радиоизлучения, обладающие избытком излучения в ультрафиолетовой, и, как выяснилось позднее, инфракрасной области спектра, на которую приходится большая доля энергии, излучаемой квазарами. Спектр содержит широкие линии излучения, всегда сильно смещённые в красную сторону. Сейчас квазарами называют и объекты, не излучающие в радиодиапазоне; в последнем каталоге, вышедшем в 1980 г., насчитывается 1549 квазаров. Большинство, а может быть, и все квазары изменяют блеск, у некоторых амплитуда доходит до 3^m и больше. У квазара 3С 279 амплитуда составляет почти 7 ^m и в максимуме блеска это самый яркий объект Вселенной, его М_B = –31^m,4! Таковы наблюдательные факты. Интерпретация их зависит прежде всего от того, на каких расстояниях находятся квазары.

Ключ к определению расстояний, казалось бы, должно дать красное смещение. Гринстейн и Шмидт в 1964 г. показали, что предположение о его гравитационной природе является почти невероятным, и во всяком случае квазары не могут быть сверхплотными звёздами нашей Галактики — против этого говорит наличие запрещённых линий, образующихся лишь в условиях очень низкой плотности. Если эти линии возникают далеко от ядра квазара, где гравитационный потенциал меньше, то непонятно, почему у них такое же красное смещение, как и у разрешённых линий. Гринстейн и Шмидт пришли к выводу, что красное смещение является доплеровским и имеет космологическую природу — как и в спектрах галактик, оно обусловлено расширением Вселенной.

Тогда по красному смещению можно определить расстояние и светимость. Как мы уже говорили, квазары оказываются в десятки раз ярче даже сверхгигантских эллиптических галактик, мощность их излучения составляет 10⁴⁵ – 10⁴⁷ эрг/с. От этой трудности можно избавиться, если считать, что красное смещение хотя и доплеровское, но не космологическое, т. е. отражает не расширение пространства, а движение в нём квазаров. Отсутствие квазаров с фиолетовым смещением в этом случае означает, что квазары выброшены из ядра нашей или, скорее, какой-нибудь близкой радиогалактики со следами взрывной активности ядра. Тогда их расстояние может быть порядка 10⁶ –10⁷ пс. Это в миллионы раз уменьшает количество излучаемой квазарами энергии, но в свою очередь требует объяснения их высокой кинетической энергии. Кроме того, вновь приходится думать, что наше положение в пространстве является избранным, на этот раз, — что оно отмечено как центр разлёта квазаров. Наконец, были и гипотезы, просто утверждающие, что красное смещение квазаров необъяснимо в рамках современной физики. Вопрос был бы решён, если б можно было определить расстояние хотя бы одного квазара, не прибегая к красному смещению.

Доказательством космологических расстояний квазаров было бы обнаружение их в скоплениях галактик с тем же значением красного смещения. Однако квазары на 2–5^m ярче даже самых ярких галактик скоплений, так что вокруг квазаров с большим красным смещением трудно увидеть скопление; после ряда попыток это удалось только в 1978 г.

Главным аргументом, убеждающим большинство астрономов в том, что красные смещения квазаров имеют космологическую природу, является то, что многие их характеристики наблюдаются и у галактик; между квазарами и галактиками есть непрерывный переход. При поисках квазаров Сендидж обнаружил в 1965 г. много звездообразных объектов с сильным ультрафиолетовым избытком, не являющихся, однако, источниками радиоизлучения, и некоторые из них обладали заметным красным смещением. Сендидж назвал их квазизвёздными галактиками. Многочисленные примеры компактных галактик были найдены Хьюмасоном, Цвикки, Аро ещё в пятидесятых годах. Правда, красное смещение большинства этих объектов не более z =1; светимости их существенно меньше, чем у квазаров. У ряда компактных галактик было найдено и радиоизлучение; они получили название N-галактик. Несколько N-гa-лактик находятся в скоплениях.

Спектры квазаров похожи на спектры ядер сейфертовских галактик, у которых наблюдаются в ядерных областях широкие эмиссионные линии, указывающие на движение больших масс газа. Похоже и распределение энергии в спектре. Характеристики радиоизлучения и поляризации света квазаров и галактик мало отличаются друг от друга. Мощные потоки инфракрасного излучения наблюдаются как от квазаров, так и от ядер сейфертовских и радиогалактик. На сходство спектров сейфертовских галактик и квазаров указал И. С. Шкловский сразу же после их открытия; на этом пути мы и подходим к решению проблемы квазаров.

Особенно убедительным и важным указанием на единство природы квазаров и галактик явилось обнаружение в 1967 г. Дж. Оуком переменности блеска компактной радиогалактики 3С 371 с амплитудой около 2 ^m. Вскоре обнаружили переменность ещё нескольких N-галактик и галактик Сейферта. Спектры N-галактик похожи на спектр квазаров, и вклада звёзд в их спектры заметить не удаётся, но никто, однако, не сомневается, что в ядрах сейфертовских галактик имеются и звёзды; N-гaлактики ещё могли бы быть разновидностью квазаров, но природа сейфертовских галактик не вызывает сомнений. Оказалось, что переменность блеска — не уникальное свойство квазаров, а свойство, присущее и галактикам с активным ядром. Конечно, изменяет блеск не вся гигантская галактика, не миллиарды её звёзд гаснут и вспыхивают по команде, а область её ядра, по-видимому, очень небольшая.

Приступ бурного звездообразования — обилие звёзд высокой светимости и частые вспышки сверхновых — в малом объёме вблизи центра могут объяснить ряд характеристик активных ядер и квазаров, но природа объекта, находящегося в их сердцевине, остаётся выясненной не до конца. Излучаемую им энергию, наверно, может дать аккреция вещества на чёрную дыру, возможно, находящуюся в центре галактик, — замкнутую в себе область пространства, образовавшуюся в результате неограниченного гравитационного коллапса достаточно большой массы вещества. Согласно общей теории относительности уже звезда с массой, большей 2–3 солнечных, лишённая источников энергии, сжимается под действием собственного тяготения, которому ничто больше не противостоит, за пределы гравитационного радиуса r_g = 2GM/c², после чего никакие сигналы, в том числе и фотоны, не могут выйти из неё наружу. Но чёрная дыра продолжает притягивать вещество, и падающий на неё газ выделяет гравитационную энергию, которая при некоторых условиях переходит в энергию излучения. И. С. Шкловский отмечает, что газ, сброшенный в процессе эволюции звёздами населения II, должен накапливаться в центре галактик. Он может служить сырьём для интенсивного звездообразования, а может быть и непосредственным источником происходящих в «активных» ядрах чудес.

Явления активности, наблюдаемые в ядрах галактик и квазарах, на много порядков отличаются по выделяемой в них энергии, но они сходны между собой по морфологии (резкая концентрация светимости в области, не превышающей тысячные доли парсека в поперечнике, радиальное истечение вещества), характеристикам спектра и переменности блеска (по быстроте которой и можно оценить верхнюю границу размеров). Многие астрономы считают, что ответственной за все эти явления «центральной машиной» может быть вращающийся массивный аккреционный диск, выбрасывающий «излишки» вещества в направлении оси вращения, и вся картина может качественно напоминать наблюдающуюся в галактическом рентгеновском источнике SS 433, хотя масса центрального объекта может быть намного больше — до 10⁶ масс Солнца. Эта оценка верхней границы массы, следующая из наблюдательных данных, хуже согласуется с гипотезой о чёрной дыре в центре, масса которой, согласно теории, должна быть 10⁹ — 10¹² масс Солнца. Проблема состоит не в том, чтобы придумать источник энергии квазаров и ядер галактик, а в том, чтобы установить, какой механизм переработки гравитационной энергии в энергию излучения лучше всего удовлетворяет наблюдениям.

Во всяком случае, квазар определённо является неким феноменом в центре далёкой галактики, которая обычно тонет в блеске сияющего в ней квазара. А. Сендидж показал в 1973 г., что цветовые характеристики N-галактик совместимы с предположением, что в центре их находится слабый квазар, а сами они — нормальные гигантские эллиптические галактики, а его сотрудник Дж. Кристиан обнаружил, что во всех случаях, когда, судя по красному смещению квазара, окружающую его галактику можно заметить при прямом фотографировании, она действительно видна, точнее говоря, в этих случаях квазар окружён на снимке туманным ореолом. Прямых доказательств, что этот ореол образуют звёзды, не было до 1982 г., когда в «туманности», окружающей 3С 48, были обнаружены линии поглощения кальция, типичные для звёзд класса А7. В 1978 г. в 13 из 25 случаев тесного соседства квазара со слабыми галактиками А. Стоктон нашёл для них одинаковое красное смещение — вероятность случайного совпадения не превышает одного шанса из миллиона!

Большой интерес представляют случаи тесного соседства на небе очень похожих друг на друга квазаров. Так, пара Q 0957 + 561 А и В отделены расстоянием всего в 5'',6, и сходство их спектров (у обоих z = 1,4) заставляет большинство астрономов считать, что это — изображения единого объекта, свет от которого, проходя рядом с массивной галактикой, усиливается и расщепляется. Этот эффект «гравитационной линзы» предсказан общей теорией относительности; наличие его указывает, что расстояние квазаров соответствует их красному смещению.

Как бы там ни было, «космологические» расстояния квазаров надо считать почти доказанными. Нам кажется, что ситуация здесь подобна той, какая была в 1920 г. в вопросе о природе спиральных туманностей. Многие и многие факты говорили уже о том, что это внегалактические объекты, но были и странные противоречия, вроде необычайной яркости S Андромеды. Кто мог подумать тогда, что эта звезда на десять величин ярче в максимуме, чем новые звёзды! Кто сыграет роль Хаббла и предъявит решающее доказательство удалённости квазаров? А может быть, данные будут накапливаться постепенно и постепенно же убеждение в космологической природе красного смещения квазаров станет всеобщим...

Предыдущий абзац был написан в 1972 г. и сейчас (в 1983 г.) можно сказать, что осуществился последний вариант, хотя странные противоречия остаются, и в первую очередь — приводимые Арпом с 1967 г. аргументы в пользу того, что квазары ассоциируются с гигантскими радиогалактиками. Аргументы его оспариваются и, по-видимому, не выдерживают статистической проверки, однако Арп убеждён в том, что квазары выбрасываются из больших пекулярных галактик, красное смещение квазаров лишь частично доплеровское, и они находятся на расстояниях 10 – 100 Мпс. Конечно, квазары могут находиться рядом с галактиками и в результате случайной проекции, но вот в случае NGC 4319 квазароподобный объект Маркарян 205 соединён, как обнаружил Арп в 1971 г., короткой перемычкой с этой спиральной галактикой. Однако выброс из ядра NGC 4319 может случайно проецироваться на квазар.

Ныне противники «космологических» расстояний квазаров явно приумолкли и появляются уже обзорные статьи, в которых их взгляды рассматриваются как отошедшие в область истории. Стало быть, по красным смещениям квазаров можно определять их расстояния.

Несколько лет самым далёким объектом Вселенной оставался квазар 4С 05.34 с z = 2,877, но в 1973 г. были открыты сразу два объекта, оставившие его позади. Это квазары OQ 172 с z = 3,53 и т = 17^m,9V и ОН 471 с z = 3,40 и m = 18^mV. Из-за большого красного смещения они уже не имеют избытка излучения в синей части спектра, помогавшего до сих пор обнаруживать квазары. Эти два квазара, как и многие другие, наряду с эмиссионными линиями показывают и узкие линии поглощения с меньшими красными смещениями. Так, в спектре OQ 172 найдено 175 линий поглощения, которые можно разделить на пять групп с z = 3,066, 2,564, 3,094, 2,698 и 2,691; четыре системы линий поглощения выделено в ОН 471 и две в 4С 05.34. Нового рекордсмена обнаружили только в 1982 г. с помощью 4-метрового телескопа в Австралии; это — квазизвёздный радиоисточник PKS 2000–3300², блеск которого составляет 19^m, а z = 3,78.

Интерпретация различных значений красного смещения спектральных линий квазаров — наиболее трудная, после энергетической, проблема теории квазаров. Если вещество, вызываю­щее линии поглощения, выброшено из квазара, то для объяснения различий в красных смещениях требуются скорости выброса, доходящие до нескольких десятых долей скорости света. В спектрах некоторых квазаров наблюдаются сотни линий поглощения. У одного из наиболее далёких квазизвёздных объектов, PHL 957, имеющего 16^m,6, для эмиссионных линий z = 2,69, а 80 линий поглощения распадаются на восемь групп, для которых z составляет от 2,0 до 2,7. Отсутствие линий поглощения с меньшим z в спектрах близких квазаров говорит о том, что они образуются при прохождении света квазаров через более близкие (но слабые или несветящиеся, поскольку они не видны непосредственно) галактики или облака газа, лежащие на том же луче зрения.

Хотя и мало сомнений в том, что красное смещение квазаров имеет космологическую природу, квазары нельзя использовать для определения отклонений от закона Хаббла при больших z, которые позволили бы сделать выбор между различными моделями Вселенной, и причина тому — слишком большая дисперсия их светимостей (рис. 62). Поэтому задача определения красного смещения в спектрах максимально далёких галактик остаётся очень актуальной. С вводом в действие 200-дюймового телескопа Хьюмасон смог в 1949 г. измерить z = 0,20 у галактики из скопления в Гидре с V= 17^m,3. Линии ночного неба долго не позволяли получить красное смещение для более слабых и далёких галактик, используя линии поглощения в их спектре. По единственной эмиссионной линии Р. Минковский в 1960 г. нашёл z = 0,46 для радиогалактики 3С 295 (V=19^m,9), долго остававшееся рекордным для галактик. В 1971 г. это значение подтвердил Дж. Оук, получив запись спектра 3С 295 с помощью 32-канального спектрометра и определив его сдвиг относительно стандартного спектра с нулевым красным смещением. На эту работу ушло 8 часов времени 200-дюймового телескопа. В 1929 г. Хьюмасону понадобилось 40 часов на 100-дюймовом телескопе для определения красного смещения галактики, на восемь звёздных величин более яркой.

В 1975 г. X. Спинрад с помощью 3-метрового рефлектора нашёл z = 0,637 у радиогалактики 3С 123 с т = 21^m,7V. Ещё совсем недавно получение спектра столь слабого объекта казалось невозможным: это заслуга современных светоприёмников. Несколько линий в спектре 3С 123 Спинрад смог измерить с помощью электронно-оптического сканирующего спектрометра, накопив фотоны за 7 часов наблюдений в течение 4 ночей. Это гигантская эллиптическая галактика, вчетверо более мощная в радиодиапазоне, чем Кентавр А. Затем Сендидж и его сотрудники нашли z = 0,53 у радиогалактики 3С 330. Наконец, в 1981 г. Спинрад, получая спектры радиогалактик, нашёл z = 1,050 для 3С 13 и z = 1,175 для 3С 427; экспозиции снова доходили до 40 часов, но наблюдались объекты, в десятки тысяч раз более слабые, чем в 1929 г. Прогресс налицо, а медленность его объясняется тем, что поиски сверхдалёких галактик требуют слишком много наблюдательного времени самых больших телескопов. Но без этого не будет решена космологическая проблема.

Рис. 62. Диаграмма Хаббла для квазаров, радиогалактик и сейфертовских галактик, построенная Сендиджем. Отклонения от прямой означают не нарушение закона Хаббла, а большую дисперсию светимостей этих объектов. ● – радиогалактики. ∆ – радиоизлучающие квазары. + – квазизвездные объекты (квазары без радиоизлучения),  – красные квазизвёздные объекты. × – сейфертовские галактики, ○ — ядра сейфертовских галактик.

Мы пришли к максимально удалённым объектам Вселенной — квазаров с z > 4, по-видимому, не существует, — и на этом, казалось бы, можно и закончить книгу. Нельзя, однако, не рассказать хоть вкратце о том, для чего в конце концов нужны все методы определения расстояний, все сведения об отдельных объектах. Наша конечная цель, асимптота, к которой стремится развитие науки, — понять Вселенную в её целостности, постичь её прошлое и будущее.

В настоящее время в космологии существуют два главных направления, далеко не равноценных по количеству приверженцев. Первое объединяет сторонников космологических моделей, основанных на общей теории относительности, второе — сторонников «стационарной Вселенной». Обе концепции исходят из того, что крупномасштабная структура Вселенной одинакова везде и во всех направлениях — Вселенная однородна и изотропна. «Совершенный космологический принцип» теории стационарной Вселенной гласит, кроме того, что Вселенная одинакова не только везде, но и всегда.

Концепцию стационарной Вселенной выдвинули в 1948 г. Г. Бонди, Т. Голд и Ф. Хойл. Требование постоянства характеристик Вселенной как в пространстве, так и во времени означает, что плотность её, несмотря на расширение, должна быть постоянной, и, следовательно, должно непрерывно возникать новое вещество. «За двадцать лет, — с горечью говорил в 1968 г. Фред Хойл, — я ни разу не смог заставить моих друзей-астрономов понять, что же говорится в этой теории, – отчасти, несомненно, из-за неясности моего изложения, но частично также из-за эмоциональной атмосферы, которая, к несчастью, всегда мешала обсуждению теории». Действительно, большинство физиков и астрономов продолжают относиться к концепции стационарной Вселенной резко враждебно, против неё, по-видимому, говорят и наблюдательные данные. Однако красота этой теории бесспорна. Вечно обновляющаяся Вселенная бесконечна во времени и в пространстве, нет особых точек (сингулярности), на смену погибшим звёздам приходят новые и новые...

Модели наблюдаемой Вселенной Эйнштейна — Фридмана, основанные на общей теории относительности, допускают решения двух типов. Согласно первому, расширение Вселенной будет продолжаться неограниченно. Во втором варианте расширение замедляется всё больше и наконец сменяется сжатием; красное смещение сменится синим сначала у близких, а потом у всё более далёких галактик. Возможно, что после достижения «сингулярности» — состояния предельно большой плотности — снова начнётся расширение. Пространство в этом варианте конечно, хотя и безгранично, — из него нельзя выйти; конечен объём Вселенной, конечно количество галактик и элементарных частиц в ней. Однако и в этом варианте циклы расширения и сжатия Вселенной не могли продолжаться бесконечно в прошлом. Он не спасает теорию от вывода о том, что вся Вселенная в прошлом была стянута в ничтожно малый объём чудовищной плотности. Формально, если идти по оси времени назад, то плотность ρ→∞. При плотностях ρ > 10⁹³ г/см³ современная теория бессильна, и мы не знаем, была ли до этого состояния сингулярности эпоха сжатия Вселенной, или же вопрос о том, что было раньше, вообще нельзя ставить, и понятие о непрерывном пространстве — времени при таких плотностях неприменимо, лишено физического смысла³.

Выбор между космологическими моделями зависит прежде всего от значения средней плотности Вселенной. Если плотность больше критической (10^–29 – 5·10^–30 г/см³ при Н= 75–50 (км/с)/Мпс), наблюдаемое ныне расширение Вселенной сменится сжатием. Наблюдения дают лишь нижнюю границу плотности вещества; она составляет около 3·10^-31 г/см³ и определяется массой непосредственно наблюдаемого вещества, входящего в галактики. Если масса ненаблюдаемого вещества не превышает на порядок массу видимого, то Вселенная будет расширяться бесконечно и она незамкнута; модели, в которых расширение сменяется сжатием, замкнуты. Надёжных оценок плотности невидимого вещества и ясных представлений о его природе пока не существует. Ясно только, что пыли или нейтрального газа почти нет, но могут быть чёрные дыры, маломассивные тёмные звёзды или нейтрино, обладающие массой покоя. Многие данные говорят о том, что такая скрытая масса действительно существует и сосредоточена в основном в коронах гигантских галактик (см. стр. 189).

Вторая возможность выбора между моделями Вселенной состоит в сравнении с наблюдениями теоретических зависимостей между красным смещением и видимой величиной объектов с одинаковой светимостью: при больших красных смещениях должны быть уклонения от линейной зависимости (закона Хаббла), которые должны сказать — ускоренно, равномерно или замедленно идёт расширение Вселенной.

Основная трудность в применении этого способа связана с необходимостью иметь данные о максимально далёких и, следовательно, слабых галактиках. Квазары, к сожалению, не годятся из-за большого диапазона их светимостей.

Трудности в интерпретации зависимости красного смещения от звёздной величины связаны ещё и с тем, что наиболее далёкие галактики мы видим на миллиарды лет более молодыми, чем галактики наших окрестностей. Их интегральные характеристики вследствие эволюции звёздного населения могут существенно отличаться от характеристик соседних с нами галактик. Получается, что для решения космологической проблемы нужно знать состав звёздного населения галактик и его эволюционную историю, особенно для гигантских эллиптических галактик, определяющих положение прямой на рис. 61. Далее, светимость далёких галактик может систематически отличаться от светимости близких звёздных систем просто из-за красного смещения: из-за него в видимую область спектра переходят все более далёкие ультрафиолетовые его области, распределение энергии в которых мы знаем ещё плохо.

Несмотря на все эти очень серьёзные трудности, большинство астрономов, и Сендидж в том числе, твёрдо убеждены в том, |что характер наблюдаемой зависимости между красным смещением и расстоянием отвергает модель стационарной Вселенной.

Тяжелым ударом для сторонников этой модели явилось обнаружение в 1965 г. теплового изотропного радиоизлучения, названного И. С. Шкловским реликтовым, — дошедшего до нас отзвука первичного взрыва, начальных стадий расширения Вселенной. В начале расширения Вселенной вещество непрозрачно для излучения; его температура в первые секунды расширения превышает 10¹⁰ К. Через несколько сотен тысяч лет после начала расширения, когда плотность Вселенной уменьшилась и была лишь в миллиарды раз выше современной, вещество стало прозрачным для излучения. Тогда энергия этого излучения соответствовала температуре в 3000–4000 К. После этого вследствие расширения Вселенной длина волны увеличилась, энергия реликтового излучения упала, и его температура соответствует теперь 3 К. Это изотропное радиоизлучение было открыто случайно инженерами американской телефонной компании Белл, хотя А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков в 1964 г. указали, что поиски такого излучения в диапазоне сантиметровых и миллиметровых волн могут дать средство проверки модели «горячей» протовселенной, предложенной Г. Гамовым более 20 лет назад. Открытие реликтового радиоизлучения — очень серьёзный аргумент в пользу расширения Вселенной из сверхплотного состояния. Лучших объяснений трёхградусного радиоизлучения не существует.

Заметим, что астрономы дважды упускали возможность открыть реликтовое излучение... В 1941 г. Мак-Келлар отметил, что для возбуждения межзвёздных линий CN нужна температура около 2,3 К, но что возбуждает эти молекулы, оставалось неясным до открытия реликтового излучения. Затем Т. А. Шмаонов, аспирант С. Э. Хайкина в Пулкове, испытывая построенный им радиотелескоп на волне в 3 см, обнаружил однородное фоновое излучение с температурой около 2–8 К. Точность оценки этой температуры была невысока и на работу тогда не обратили внимания, хотя публикация (в техническом журнале) была в 1957 г. Если бы И. Д. Новиков и А. Г. Дорошкевич знали о ней в 1964 г., честь открытия реликтового радиоизлучения принадлежала бы нашей стране...

Другую возможность для выбора между стационарной и эволюционной космологией даёт сравнение данных об очень удалённых и близких объектах. С точки зрения стационарной модели далёкие и близкие области вечной Вселенной ничем не должны отличаться, в достаточно большом объёме пространства должны быть одинаковые наборы объектов всех возрастов. Но в релятивистских эволюционирующих моделях далёкие объекты должны обладать другими характеристиками, ибо они видны нам более молодыми — из-за конечной скорости распространения света, а возраст их не может превышать время, прошедшее с начала расширения Вселенной. И вот оказывается, что количество квазаров растёт к z = 1, затем падает и к z≈3 доходит почти до нуля; поиски, более далёких квазаров остаются безрезультатными, хотя до z ≈ 5 они ещё вполне в пределах обнаружимости. Отсюда следует, что феномен квазара возникает в большинстве галактик на ранней стадии их эволюции; заманчиво отождествить эту стадию с эпохой бурного образования массивных звёзд первого поколения (населения II — с сильной концентрацией к центру галактики), которые быстро и погибали во взрывах сверхновых. Зависят от расстояния — т. е. от возраста — и характеристики галактик столь далёких, что от них мы принимаем лишь радиоизлучение — в прошлом либо мощность их излучения, либо количество их были больше, чем сейчас.

Стационарная космология потеряла популярность не только из-за противоречия прямым наблюдательным данным. Исчезли и косвенные соображения в её пользу. Одним из них была возможность проявления в квазарах требуемой ею «новой физики» — неизведанных свойств новорожденной материи, среди которых, как считали Ф. Хойл и X. Арп, может быть и некосмологическое красное смещение. Исчезли и основания для гипотезы о нестабильности скоплений галактик, логическое развитие которой приводило к выводу о рождении в них вещества. Революционная ситуация, которую эти возможности десятилетие назад создавали в астрономии и физике, не рассеялась... Все трудности можно теперь отнести к первым мгновениям расширения Вселенной, и они решаются в рамках естественного развития астрофизики и физики элементарных частиц.

Предположение о распаде скоплений галактик (и об особой космогонической роли ядер галактик) выдвинул в 1958 г. акад. В. А. Амбарцумян как возможное объяснение обнаруженного Ф. Цвикки в тридцатых годах «вириального парадокса». Согласно так называемой теореме о вириале, в устойчивой гравитационно связанной системе потенциальная энергия (определяемая взаимным тяготением её членов) должна быть равна удвоенной кинетической энергии. Масса скоплений галактик, определяемая по этой формуле, как правило, оказывается в десятки раз больше суммарной массы входящих в состав скопления галактик (о массах индивидуальных галактик можно судить по их кривой вращения, по ширине линий в их спектрах, определяемой дисперсией скоростей звёзд внутри их, и из косвенных соображений, по зависимости масса – светимость, а для двойных галактик — по третьему закону Кеплера). Необходимо либо допустить наличие в скоплениях скрытой массы, либо считать скопления нестабильными. Однако предположение о распаде скоплений, как показал И. Д. Караченцев по данным об их размерах и дисперсии скоростей галактик в них, ведёт к срокам жизни скоплений не более 1 миллиарда лет. Это ставит под сомнение и теорию звёздной эволюции, согласно которой возраст старейших звёзд около 10—15 миллиардов лет. Само существование скоплений, несмотря на их нестабильность, приводило к выводу о продолжающемся в них и сейчас образовании галактик — очевидно, из вещества, не имевшего до того массы, иначе скопления можно было бы считать стабильными...

Нестабильность скоплений ведёт, таким образом, к выводу о рождении в них вещества, но надобности в столь сильных предположениях нет.

Правильное распределение галактик в скоплениях, концентрация их к центру, описываемая теорией гравитационно связанных систем, определённо говорят о стабильности скоплений. Об этом же говорят характеристики обнаруженного в скоплениях десять лет назад с помощью наблюдений в рентгеновском диапазоне горячего газа. Тепловые скорости его частиц соответствуют скоростям движений галактик в скоплениях, указывая на то, что газ и галактики образуют единую гравитационно связанную систему. В работах И. Д. Караченцева был опровергнут вывод о нестабильности пар галактик — вывод о разлёте галактик в двойных системах получался при ошибочном объединении галактик, далеко отстоящих друг от друга по лучу зрения. Сейчас почти никто не сомневается в том, что скопления галактик также гравитационно связаны и масса их действительно в десятки раз больше, чем считалось раньше – прежде всего за счёт «скрытой массы», сосредоточенной в коронах галактик.

Масса горячего ионизованного газа в скоплениях галактик недостаточна для придания им гравитационной устойчивости, так что скрытая масса заключена не в нём, однако обнаружение этого газа не только свидетельствует о существовании скрытой массы, но и даёт принципиально новую возможность определения постоянной Хаббла, которую предложили акад. Я. Б. Зельдович и Р. А. Сюняев. При данной температуре, которую можно определить по спектру рентгеновского излучения газа, его яркость зависит от радиуса облака газа и плотности электронов в нём. С другой стороны, от этих же величин зависит величина сдвига в коротковолновую область спектра просвечивающего скопление галактик фонового реликтового радиоизлучения — взаимодействие его фотонов с электронами газа приводит к увеличению их энергии. Таким образом, для неизвестных радиуса облака газа и плотности электронов в нём имеются два уравнения, что позволяет определить линейный радиус облака газа в скоплении, и, сравнивая его с угловым, — расстояние, что вместе с красным смещением скопления даёт постоянную Хаббла. У космологов наконец-то появляется надежда определить постоянную Хаббла без посредников, без длинной лестницы промежуточных этапов, хотя и на этом пути ещё много трудностей.

Наиболее вероятными претендентами на роль носителей скрытой массы сейчас считаются нейтрино. Эта гипотеза, выдвинутая венгерскими астрофизиками Д. Марксом и Ш. Салаи, стала особенно вероятной с 1980 г., когда признаки существования у нейтрино массы покоя были обнаружены экспериментально московским физиком В. А. Любимовым и его сотрудниками. Если это подтвердится — в чём мало кто сомневается — придётся признать, что масса всего, что мы видим во Вселенной, на порядок меньше массы нейтрино!

Если средняя плотность Вселенной была бы столь малой, как это получается из оценок «видимой» массы в ней, то для образования её нынешней структуры в момент зарождения реликтового излучения должны были бы существовать большие флуктуации плотности, которые сейчас наблюдались бы как неоднородности фона реликтового излучения. Они, однако, отсутствуют, и наиболее вероятное объяснение состоит в том, что 90–98% массы Вселенной заключено в массивных нейтрино. По всей видимости, средняя плотность Вселенной выше критической. Вселенная замкнута и наблюдаемое ныне расширение через миллиарды лет сменится сжатием. Три проблемы — дефицит солнечных нейтрино (см. стр. 83), вириальный парадокс и отсутствие флуктуации реликтового фона получат естественное решение, если подтвердится наличие у нейтрино массы покоя.

Доказательство этого имеет далеко идущие последствия и для физики и для космологии, которых мы уже не можем касаться⁴. Заметим только, что они не меняют основных положений разрабатываемой академиком Я. Б. Зельдовичем и его сотрудниками теории образования галактик, согласно которой из первичных флуктуаций плотности возникают сначала сгущения с массами порядка 10¹⁵ масс Солнца — как у сверхскоплений галактик; надо только считать, что это сгущения нейтрино, которые затем притягивают «обычные» частицы. Из этих частиц путём фрагментации первичных сгущений строятся протоскопления галактик и протогалактики, а нейтрино, в которых заключена львиная доля вещества, остаются в центральных частях скоплений, в коронах галактик, соприкасающихся друг с другом. Исходные сгущения, согласно Я. Б. Зельдовичу, являются плоскими протяжёнными образованиями («блинами»), которые, пересекаясь друг с другом, образуют ячеистую структуру, напоминающую мыльную пену. Эта структура должна быть унаследована и в современном распределении скоплений галактик, которые, как это следует в особенности из исследований Я. Э. Эйнасто, действительно расположены преимущественно в сравнительно тонких пересекающихся слоях и цепочках — в стенках ячеистой структуры с характерным размером около 100 Мпс. Для окончательного доказательства существования во Вселенной подобных огромных пустот нужны массовые определения красных смещений далёких галактик, которых пока очень мало.

Происхождение галактик вряд ли может быть полностью понято без решения космологической проблемы в целом — проблемы исходного состояния и эволюции Вселенной. Это крупнейшая, предельная проблема естествознания и автор подозревает, что она не будет иметь окончательного решения...

Приведём в конце главы табличку, отражающую наиболее существенные этапы нашего марша в глубь Вселенной. В ней указано время первого определения расстояния данного объекта, приведшего к более или менее правильным результатам, но сами расстояния взяты из современных работ. Расстояния скоплений галактик и более далёких объектов найдены по закону Хаббла, из лучевых скоростей и постоянной Хаббла Н = 50 (км/с)/Мпс. Однако, начиная с z ≈ 0,2, сказывается возрастающее с z отклонение от закона Хаббла и расстояние уже зависит от принимаемой модели Вселенной.

Расстояния объектов с z ≥ 0,20 рассчитаны по просьбе автора А. В. Засовым для двух моделей Вселенной. Одна из них (q₀=0,5) соответствует плотности, равной критической, - при больших плотностях Вселенная была бы замкнутой, вторая (q₀ = 0) соответствует плотности, много меньшей критической, и бесконечной Вселенной. Приведены также времена, прошедшие в обеих моделях с момента старта принимаемых нами сейчас фотонов - углубляясь в пространство, мы уходим также и в глубь времён. Расстояния относятся к современной эпохе, а не к моменту излучения света.

Время в этой таблице выражено в миллиардах лет, а расстояния - в килопарсеках. Первые три расстояния получены астрометрическими методами (суточный, годичный и групповой параллаксы), следующие четыре - фотометрическими (по цефеидам), а все остальные - в предположении, что красное смещение в спектрах соответствующих объектов вызвано расширением Вселенной по закону Хаббла. Уже при z порядка 10 мы вступаем в эпоху, когда галактик и квазаров ещё не было, а следующая весточка из минувшего относится уже к эпохе, отделённой лишь сотнями тысяч лет от начала расширения - это «реликтовое» радиоизлучение. Здесь - огненная стена, натолкнувшись на которую, в ужасе и восторге от своего бессилия и могущества останавливается наш разум ...

Многие астрономы-наблюдатели в душе жалеют теоретиков, особенно занимающихся проблемами космологии и космогонии галактик, - у них мало шансов, что интересующие их проблемы будут решены при их жизни, хотя они свято верят в это. Но пусть верят и пусть их ждёт успех. Никто не сделает за нас эту работу. Эволюция, осознавшая себя в человеке, должна двигаться вперёд... «В этой великой игре мы одновременно игроки, карта и ставка. Никто не продолжит её, если мы уйдём из-за стола», - говорит Тейар де Шарден...
Примечания

¹ В общем виде из закона Хаббла cz = Hr и формулы lgr = 0,2 (т–М) + 1 следует т = 5 lg z + М – 5 lg H + 5 lg с – 5, т. е. т = 5 lg z + const.

² Это обозначение указывает, что объект включён в каталог радиоисточников, найденных на австралийской обсерватории в Парксе, и имеет координаты 20^Ч00^M и -33°00'.

³ Эти тонкие вопросы детально рассмотрены в книге Зельдовича Я. Б. и Новикова И. Д. Строение и эволюция Вселенной (М.: Наука, 1975), а интересующимся их философскими аспектами можно рекомендовать книгу Турсунова А. Философия и современная космология. (М.: Политиздат, 1977).