Вселенная невероятно огромна. Ее размеры превышают миллиарды световых лет. Но почему мы способны видеть объекты, расположенные настолько далеко, если, согласно Библии, возраст Вселенной составляет лишь несколько тысяч лет? Как свет от них успел дойти до нас?..
Это весьма важный вопрос, и неудивительно, что им нередко задаются верующие. В науке он получил название «вопрос аберрационного времени» – то есть времени, за которое свет от объекта достигает наблюдателя. В настоящее время на него предлагается несколько возможных ответов1. Но в данной статье мы рассмотрим не их, а более общий вопрос: действительно ли Вселенная настолько велика, как это принято сейчас утверждать. Сразу же приведём здесь итоговый вывод: да, это действительно так. К выводу об огромных размерах Вселенной помогает прийти целый ряд научных методов, с помощью которых астрономы измеряют расстояние до астрономических тел. Поговорим о них подробнее.
Группы расстояний
Все интересующие нас астрономические расстояния можно разбить на три группы: между объектами в пределах Солнечной системы; в пределах Галактики; и за пределами нашей Галактики. Для каждой из этих групп используются разные методы измерения, между которыми мало общего.
Первые измерения расстояний в астрономии были сделаны в рамках Солнечной системы с использованием установленных геометрических средних значений скорости вращения планет вокруг Солнца. Во второй половине XX века на смену этому методу пришел более точный – радиолокация. Однако эту группу расстояний мы не будем рассматривать подробно, поскольку аберрационное время в этом случае составляет не более нескольких часов – что не является проблемой для теории недавнего сотворения.
Термин «расстояние до звезд» обычно относится к измерению расстояний между звездами в пределах Галактики. Наше Солнце и все другие видимые невооруженным глазом звезды находятся в Галактике Млечный Путь. Она содержит более 100 миллиардов звезд, а ее размер составляет порядка 100 тысяч световых лет. Впервые расстояние до звезд было измерено в 1838 году.
На расстоянии миллионов или даже миллиардов световых лет от нас существуют многие миллиарды других галактик. Расстояния до них называются внегалактическими. Первое внегалактическое измерение расстояния было произведено в 1924 году.
Параллакс
Первое измерение расстояния до звезд было произведено с использованием метода годичного тригонометрического параллакса. В основе этого метода лежит изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона в зависимости от нашего местоположения. Сожмите кулак, выставив большой палец, и вытяните руку вперед. Закройте один глаз и отметьте положение большого пальца по отношению к фоновым объектам. Теперь откройте глаз и закройте другой. Вы увидите, что положение вашего большого пальца по отношению к фону изменилось. Это кажущееся смещение и называется параллаксом.
Если поднести большой палец ближе к глазам, или зафиксировать смещение относительно фона какого-то более удалённого от вас объекта, то можно сделать вывод, что величина параллакса зависит от расстояния до объекта: чем больше расстояние между наблюдателем и объектом, тем меньше параллакс. Величина параллакса также зависит от длины базиса, в данном случае – расстояния между глазами. Большая длина базиса создает больший параллакс.
Геодезисты издавна пользуются этим методом для измерения расстояний до удалённых предметов на местности и для определения высоты гор. Они рассматривают удаленный объект и измеряют углы от него с обоих концов базиса при помощи инструмента, называемого теодолит (в древние времена – диоптр). Полученные размеры углового смещения при известной длине базиса позволяют вычислить расстояния до объекта с помощью простых тригонометрических расчетов.
Аналогичным образом астрономы используют базис орбиты Земли, вращающейся вокруг Солнца, для измерения кажущегося смещения положений ближайших звезд относительно более удаленных. Исследователь измеряет положение звезды из точки А на одной стороне земной орбиты. Через шесть месяцев он снова измеряет положение звезды, но уже из точки Б на другой стороне земной орбиты. Полное смещение кажущегося положения составляет очень маленький угол, поэтому оно обычно выражается в секундах дуги2. Обратите внимание, что базис в данном случае – это диаметр орбиты Земли, который в два раза длиннее расстояния от Солнца до Земли. Среднее расстояние от Солнца до Земли используется в качестве единицы измерения и носит название «астрономическая единица» (а. е.). В качестве стандартного базиса астрономы принимают одну астрономическую единицу, поэтому угол параллакса определяется как половина от общего измеренного смещения.
Самый большой параллакс – у ближайшей к нам звезды Проксима Центавра: он составляет менее одной угловой секунды. Вычисленное при помощи тригонометрических функций расстояние до неё составляет примерно 40,11 трлн км. Такие величины расстояний являются довольно громоздкими. Поэтому астрономы ввели свои собственные единицы измерения расстояния, чтобы их можно было записать простыми формулами. Если d – расстояние до звезды, а π – параллакс, то формула выглядит так:
π = 1/d
(Обратите внимание, что буква π здесь не имеет никакого отношения к числу «пи», выражающему постоянную величину отношения длины окружности к ее диаметру! В астрономии ею обозначается переменная величина измеренного параллакса).
Единица измерения расстояния, используемая астрономами, называется парсек (ПК): это расстояние до объекта, годичный тригонометрический параллакс которого равен одной угловой секунде3. Поскольку на практике сначала измеряется параллакс, а затем по нему определяется расстояние, то формулу можно переписать таким образом:
d = 1/π
Один парсек составляет примерно 206 264,8 а. е. или 3,26 светового года.
В 1838 году Фридрих Бессель впервые сумел измерить параллакс звезды (61 Лебедя) с использованием специального инструмента – гелиометра. С начала XX века астрономы стали использовать для измерения параллакса фотографические снимки звёздного неба. Методы того времени позволяли достаточно точно (до 20 % возможной погрешности) измерять расстояния до звёзд в пределах 20 ПК (65 световых лет). Таким образом было установлено, насколько удалены от нас несколько сотен звезд.
Главным препятствием для повышения точности измерений был эффект размытия, создаваемый атмосферой Земли. Чтобы избежать этой проблемы, в 1989 году Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило спутник «Hipparcos». Результатом стало точное измерение параллаксов более чем 100 тысяч звезд, с уверенно вычисляемыми расстояниями до 600 световых лет. Полученные до сих пор данные параллакса прекрасно соотносятся с возрастом творения, определяемым как примерно 6 тысяч лет.
В конце 2013 года на орбиту был выведен космический телескоп нового поколения «Gaia». Точность установленных на нем приборов позволяет измерять параллакс до миллионных долей угловой секунды. По данным на 3 декабря 2020 года на основании данных, полученных «Gaia», трёхмерная карта Млечного Пути содержит информацию о точном расположении и передвижении 1,8 млрд звёзд. Расстояние до многих из них составляет десятки тысяч световых лет. Итак, данные «Gaia» можно при желании трактовать как противоречащие идее недавно сотворенного мира.
«Стандартные свечи»
Тригонометрический параллакс – единственный прямой метод измерения расстояний до звезд. Но существуют и непрямые методы. Наиболее распространённым из них является метод «стандартных свечей».
Многие астрономические объекты (звёзды, галактики) принадлежат к тому или иному классу с известной светимостью (этот термин означает полную энергию, излучаемую эти объектом). Именно их называют стандартными свечами. Измерив их видимую яркость и зная светимость, можно посчитать расстояние до них.
Для выражения яркости звезд астрономы используют единицы, называемые «звёздными величинами». Видимая звездная величина(m) характеризует ту яркость, которую мы наблюдаем с Земли; а абсолютная звездная величина (М) – ту яркость, которую она имела бы, будучи удалена от наблюдателя на расстояние в 10 парсек. Видимая величина звезды зависит от ее абсолютной величины и расстояния до нее. Можно непосредственно измерить m, и если мы уверены, что знаем M (считая объект стандартной свечой), то можно вычислить модуль расстояния (m − M). Тогда расстояние до объекта (d) в парсеках находится по формуле:
d = 10((m − M) + 5)/5
показывающая её период
Наиболее надёжными стандартными свечами считаются цефеиды– пульсирующие гигантские и сверхгигантские звезды с температурой близкой к температуре Солнца. В результате пульсации этих звезд их диаметры попеременно увеличиваются или уменьшаются, а температура циклически
изменяется. Из-за этих изменений циклично меняется и светимость цефеиды в течение определенного периода (от одних суток до двух месяцев, а изредка – и дольше). Причём для цефеид (и этим они отличаются от других переменных звезд) существует хорошо изученная зависимость между периодом пульсации и светимостью. Это соотношение было открыто в 1910-х годах астрономом Генриеттой Ливитт. Цефеиды с большим периодом пульсации обладают более яркой светимостью.
Наблюдения за той или иной цефеидой дают астроному знание её видимой звёздной величины (m) и периода. Используя соотношение «период – cветимость», он определяет абсолютную величину цефеиды (М), после чего вычисляет модуль расстояния и находит само расстояние.
Как узнать, что конкретная переменная звезда – это именно цефеида? Дело в том, что цефеиды обладают рядом уникальных характеристик (такими как температура и кривые блеска). Механизм их пульсаций хорошо изучен. Поэтому, определяя расстояние до наблюдаемой цефеиды, мы полагаемся в теории на надёжность соотношения «период – светимость».
Для проверки определённого таким способом расстояния астрономы использовали и другие косвенные методы. А начало миссии «Hipparcos» позволило провести также прямую калибровку, которая в целом согласуется с результатами косвенных методов.
Спектральные линии
Расстояния до звезд вычисляются не только с помощью расположенных близ них стандартных свечей, но также на основе оценки их собственного свечения. Спектры звезд содержат темные линии поглощения, которые формируются в звездных атмосферах. Эти линии поглощения обычно очень узкие, но за счет различных механизмов они могут расширяться. Одним из наиболее важных таких механизмов является уширение спектральной линии давлением. Физика этого процесса хорошо изучена; известно, в частности, что существует обратная зависимость между величиной уширения давлением и размером звезды. Самые крупные звезды имеют самые узкие линии. Таким образом, оценить размер звезды (выраженный ее радиусом r) можно по ширине ее спектральных линий. Существует также несколько способов определения температуры звезды (Т), выраженной в градусах по шкале Кельвина. Формула приближенного расчета полной светимости звезды (L) такова (σ – это постоянная Стефана – Больцмана):
L = 4πR2σT4
Имея представление о модели атмосферы звезды можно найти абсолютную светимость звезды, сопоставить ее с видимой светимостью и вычислить расстояние до нее.
Расширение Крабовидной туманности и пульсары
Существует еще несколько специализированных методов определения расстояния до космических объектов. Например, знание скорости расширения Крабовидной туманности позволило измерить расстояние до нее.
Крабовидная туманность – это остаток вспышки сверхновой, зафиксированной китайскими астрономами 4 июля 1054 года. Современные фотографии, сделанные с интервалом в несколько десятилетий, показывают, что узлы материала, из которого состоит туманность, на ее периферии движутся наружу. Измерение скорости их движения позволяет рассчитать возраст этого остатка – полученный результат соответствует известной дате вспышки. Кроме того, эмиссионные линии в спектре остатка имеют как положительные, так и отрицательные доплеровские смещения вдоль луча зрения. Отрицательное доплеровское смещение возникает от газа, движущегося к нам на ближней стороне туманности, в то время как положительное доплеровское смещение происходит от удаляющегося от нас газа на дальней ее стороне. Мы соединяем это доплеровское смещение с вышеупомянутым расширением узлов, чтобы измерить размер Крабовидной туманности и расстояние до нее. Этот последний шаг предполагает, что она расширяется равномерно во всех направлениях. Однако, как мы видим на фотографии, туманность имеет вытянутую форму, что свидетельствует о неравномерности ее расширения. Впрочем, даже без учёта этого фактора в конечных результатах, возможная погрешность не будет превышать 25 %.
Согласно вычислениям, Крабовидная туманность находится от нас на расстоянии около 6000 световых лет.
Крайне удачно, что в центре Крабовидной туманности находится пульсар. Пульсары – это источники радиоизлучений, приходящих на землю в виде строго периодических импульсов в радиочастотном спектре. По мнению астрономов, пульсары представляют собой быстро вращающиеся нейтронные звезды. На сегодняшний день известно более 2000 пульсаров с периодами от одной тысячной секунды до нескольких секунд.
Астрономы обнаружили, что, в зависимости от частоты наблюдения, импульсы слегка задерживаются или рассеиваются. Такая дисперсия является хорошо изученным явлением. Она зависит не только от частоты, но и от плотности числа электронов (n) в межзвездной среде (МЗС). Дисперсия Крабовидного пульсара и известное расстояние до него позволили ученым измерить среднее значение n в МЗС вдоль луча зрения до Крабовидной туманности. Учитывая, что Крабовидная туманность находится на большом расстоянии, среднее значение n в МЗС, с большой степенью вероятности, является верным.
Это, в свою очередь, позволяет радиоастрономам измерять расстояние до любого пульсара с помощью определения размеров дисперсии. Таким способом было рассчитано расстояние практически до всех пульсаров. Например, до одного из ближайших (PSR J0108-1431) – около 400 световых лет.
Пульсары встречаются по всей галактике. Они расположены на расстоянии до десятков тысяч световых лет. Их обнаружили даже в Большом и Малом Магеллановых облаках – двух небольших галактиках-спутниках Млечного Пути, расположенных на расстоянии соответственно около 160 тысяч и 200 тысяч световых лет.
Используя различные методы определения расстояний в пределах Млечного Пути, можно установить размер самой этой галактики. Он составляет около 100 тысяч световых лет в поперечнике. Такие расстояния, значительно превышающие 6000 световых лет, вносят некий дисбаланс в идею недавнего творения мира.
Измерение внегалактических расстояний
Рассмотрим, наконец, вопрос об измерении внегалактических расстояний. Цефеиды, отличающиеся высокой светимостью, обнаружены и в других галактиках. Единственное различие между галактическими и внегалактическими цефеидами состоит для наблюдателя в том, что во втором случае они имеют намного меньшие видимые звездные величины. Это свидетельствует о расстоянии в миллионы световых лет до них и, следовательно, до галактик, в которых они находятся.
Кроме цефеид, астрономы используют в качестве стандартных свечей во внегалактическом пространстве и другие объекты. Среди них:
1) новые звезды;
2) яркие сверхгиганты;
3) яркие шаровые звездные скопления;
4) яркие области HII;
5) сверхновые типа Ia.
Новыми называют звезды, яркость (и, ответственно, светимость) которых внезапно увеличивается в среднем на 12 звёздных величин; в отличие от вспышки сверхновой, новая затем не затухает полностью, а возвращается к прежнему состоянию и спустя некоторое время вновь вспыхивает (интервал между вспышками составляет от десятков до тысяч лет). Согласно современным представлениям астрономов, они образуются в результате того, что «белые карлики», входящие в состав тесно связанных двойных звездных систем, перетягивают на себя вещество своего «компаньона».
В связи с общим механизмом их возникновения делается логичный вывод о том, что светимость новых находится в узком диапазоне абсолютной величины. При этом их видимая яркость заметно различается – что может зависеть преимущественно от расстояния до них. Таким образом, если наблюдать на пике ее светимости за новой звездой в другой галактике и измерить её видимую звездную величину, можно при помощи уже известных нам расчетов определить, на каком расстоянии она находится от Земли.
Аналогичным образом, самые яркие звезды-сверхгиганты в галактиках одного типа обладают примерно одинаковой абсолютной звездной величиной, что позволяет оценить расстояния до них.
Млечный Путь и другие большие спиральные галактики могут включать в себя около 200 шаровых звездных скоплений. У самых крупных и ярких из них – примерно одинаковая абсолютная величина. Кроме того, шаровые скопления выглядят на фотографиях не как точечные, а как протяженные объекты, диаметр которых можно измерить. У самых крупных шаровых скоплений диаметр примерно одинаков. Это позволяет использовать их видимый размер для определения расстояний до них и, следовательно, до галактик-хозяев.
Области HII – это светящиеся облака ионизированного водорода вокруг горячих ярких звезд. Как и шаровые скопления, они бывают разного размера и яркости, но, судя по всему, самым большим и ярким из них свойственно единообразие.
Перечисленные выше методы применяются сегодня для определения расстояний почти в 50 миллионов световых лет. Для повышения точности измерений астрономы обычно используют несколько методов и усредняют результаты. Полученные расхождения дают представление о погрешности каждого из методов.
Вспышки сверхновых звезд являются результатом глобального катаклизма – взрыва, которым заканчивается существование некоторых типов звезд, сопровождающегося выделением огромного количества энергии. Характеристики сверхновых типа Ia (после затухания которых на их месте не остается вообще ничего) отличают их от других типов сверхновых, поэтому их легко идентифицировать. В последнее время они стали одним из самых эффективных методов измерения внегалактических расстояний.
Астрономы считают, что сверхновая типа Ia возникает в результате взрыва белого карлика в тесной двойной системе. Причем белые карлики являются настолько однотипными, что их взрывы происходят практически идентично. Следовательно, в момент пика светимости все сверхновые типа Ia имеют одинаковую абсолютную величину, поэтому измерение видимой величины легко позволяет вычислить расстояние.
Сверхновые – редкое явление в любой отдельно взятой галактике. Созданные недавно автоматические роботизированные телескопы позволяют искать сверхновые типа Ia в других галактиках. Ими было зафиксировано большое число вспышек сверхновых и вычислены расстояния до их галактик-хозяев. В 2013 году с помощью космического телескопа «Хаббл» была зафиксирована сверхновая типа Ia на расстоянии около десяти миллиардов световых лет.
В 1999 году, благодаря полученным данным о сверхновых типа Ia, была выдвинута теория, что темпы расширения Вселенной могут ускоряться за счет так называемой «темной энергии».
Отметим ещё раз, что метод для определения столь дальних расстояний работает только для галактик, в которых мы можем наблюдать вспышки сверхновых типа Ia.
Закон Хаббла
В 1928 году Эдвин Хаббл открыл, что Вселенная расширяется. С тех пор астрономы используют закон Хаббла для определения расстояний между галактиками. Ключевым в нем является понятие красного смещения – явления, при котором линии в спектре галактики (а следовательно, длины волн ее электромагнитного излучения) становятся для нас как для наблюдателей более длинными, смещаясь в красную часть спектра4. Хаббл показал, что между красным смещением и расстоянием до объекта существует связь. Это вполне закономерно для расширяющейся Вселенной. Несмотря на некоторый разброс данных, тенденция в целом подчиняется закону Хаббла, который можно представить таким математическим уравнением:
v = cz = H0d
где v – скорость галактики, с — скорость света, z — красное смещение, d – расстояние в мегапарсеках (1 МПК = 1 миллиону ПК), а H0 – коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла. График этого уравнения выражен прямой линией, где H0 характеризует угол ее наклона. Определить H0 довольно сложно, но, зная её величину, мы можем найти расстояние до объектов, переписав закон Хаббла таким образом:
d = v/H0
При наличии достаточного количества света, доходящего до нас от галактики, чтобы можно было разложить его на спектр, мы можем ее красное смещение – и с помощью закона Хаббла определить расстояние до нее.
Вывод
Мы вкратце познакомились с несколькими наиболее часто используемыми методами определения расстояний до космических объектов. В случае с другими галактиками эти расстояния измеряются миллионами и даже миллиардами световых лет. Разумеется, любой из этих методов содержит погрешность – но даже с учётов возможных неточностей не удастся «ужать» эти расстояния до нескольких тысяч световых лет. Вселенная не просто огромна – она гораздо больше, чем мы можем себе представить. Дуглас Адамс весьма удачно сказал об этом в юмористическом романе «Автостопом по галактике»:
«Космос велик. Страшно велик. Вы просто не поверите, насколько умопомрачительно он велик. К примеру, вы сетуете, как далеко от вас аптека – но по сравнению с космосом это сущая чепуха»5[Перев.: В. Баканов].
Проблема аберрационного времени волнует многих современных креационистов. Имеющиеся научные результаты опровергают утверждения о том, что Вселенная должна быть намного меньше и ее размеры не могут превышать нескольких тысяч световых лет. Но величие мироздания не противоречит нашей вере. Только по-настоящему могущественный Творец мог задумать и создать Вселенную таких размеров. Созданный Им мир настолько огромен, что нам, ограниченным созданиям, взирающим на Его творение, следовало бы пасть ниц перед Его величием. Мы не в состоянии до конца постичь необъятность Вселенной; осознание Силы, стоящей за ее созданием, – за рамками нашего понимания. И мы, креационисты, принимаем этот факт.
При этом мы понимаем, что не знаем до конца и того, как именно Бог посылает нам свет, чтобы мы могли видеть Вселенную. Возраст творения и время, за которое свет от объекта достигает наблюдателя, могут быть не связаны напрямую. В других статьях (см. ссылку 1) кратко обсуждаются некоторые из возможных решений этой проблемы.1 Подробнее о свете удаленных звезд см. в статье того же автора «What About Distant Starlight Models?» (https://answersingenesis.org/astronomy/starlight/what-about-distant-starlight-models/).
2 Градус делится на 60 минут дуги, а каждая минута – на 60 секунд; таким образом, в одном градусе – 3600 секунд.
3 Название является сокращением от «ПАРаллакс одной СЕКунды дуги».
4 Даже специалисты нередко смешивают космологическое красное смещение, возникающее из-за расширения вселенной, и эффект Доплера, возникающий при удалении объекта от нас. Хотя при наблюдениях они мало чем отличаются, но это два различных явления.
5 Douglas Adams, The Hitchhiker’s Guide to the Galaxy ( New York: Ballentine Books, 2005), p. 76.
Фолкнер Дэнни
Д-р Фолкнер получил степень магистра физики в Университете Клемсона, степень магистра и доктора философии (астрономия) в Университете Индианы, и более 26 лет преподавал в Университете Южной Каролины в Ланкастере. Он — редактор журнала Creation Research Society Quarterly, опубликовал в различных журналах более 100 своих работ.
How Big Is the Universe? by Dr. Danny R. Faulkner
https://answersingenesis.org/astronomy/how-big-is-the-universe/
Перевод с английского – Христианский научно-апологетический центр.
Danny R. Faulkner
Dr. Faulkner holds an MS in Physics from Clemson University and an MA and PhD in Astronomy from Indiana University and taught at the University of South Carolina Lancaster for over 26 years. He serves as editor of the Creation Research Society Quarterly and has published over 100 papers in various journals.
Copyright © Answers in Genesis. All Rights Reserved. Translated and used by permission of Answers in Genesis. (Answers® and Answers in Genesis® are registered trademarks of Answers in Genesis, Inc.) For more information regarding Answers in Genesis, go to www.AnswersinGenesis.org, www.CreationMuseum.org and www.ArkEncounter.com.