Один способ мы знаем: по красному смещению. Он годится для очень отдаленных объектов. Зная постоянную Хаббла, то есть скорость разбегания галактик в зависимости от расстояния, и скорость данной галактики, можно оценить расстояние до нее. Но для определения этой постоянной нужно было сначала определить расстояние до различных объектов. А как? Как есть ли еще способы? Есть.
Вообще, Вселенная не может не расширяться, так как статичная вечная Вселенная невозможна. Если предположить линейную зависимость видимой скорости объектов от расстояния, постоянную Хаббла можно оценить и без замера расстояний.
Одним из способов, точнее, классом способов, является метод стандартных свечей. Его смысл в том, чтобы найти объект такого типа, светимость которого нам известна. Тогда по видимой светимости легко определить расстояние.
Мы так делаем во время ночной езды. По яркости фар оцениваем расстояние до встречной машины. Поэтому так опасны тусклые фары, особенно если одна не горит. Ты видишь тусклый одиночный огонек и полагаешь, что встречка далеко - а она близко.
Один пример стандартной свечи мы уже знаем: это сверхновые определенного типа: Ia.
Цефеиды
Но начнем с цефеид. Это класс звезд переменной яркости, и именно их использовал Хаббл. Смысл в том, что яркость такой звезды периодически меняется за период от суток до недель, и период жестко связан с яркостью звезды. Поэтому мы знаем яркость точно.
Это сверхгиганты, размером в 50 раз больше Солнца и в тысячу раз ярче. Яркости их хватает, чтобы их было видно на межгалактических расстояниях, поэтому они позволяют определять расстояние до галактик. При этом в нашей галактике они тоже есть, и их можно изучить.
Механизм пульсаций прост. В атмосфере звезды много ионизированного гелия, который может иметь заряд +1 на ион или +2 (в зависимости от того, отдал атом один или оба электрона). При этом первый вариант непрозрачен, а второй прозрачен. Итак, звезда сравнительно холодная (снаружи), гелиевая оболочка непрозрачна, энергия из недр поглощается, звезда нагревается. Парниковый эффект звездного уровня! Гелий переходит в другую форму, делая атмосферу все прозрачнее. Лучистая энергия покидает звезду, ее яркость резко растет. Атмосфера остывает, гелий забирает один электрон обратно, делаясь непрозрачным. Яркость падает.
Первой такой звездой (первой открытой, а не вообще первой) была дельта Цефеи, отсюда и название. Таких звезд не очень много: так, в Каталоге Переменных Звезд цефеид около семи сотен из 50 тысяч переменных звезд разного типа. Впрочем, Петтини сообщает о нескольких тысячах цефеид только в Большом Магеллановом Облаке...
Полярная звезда тоже цефеида, но с совсем маленькой вариацией светимости.
Вершина ветви красных гигантов
Ещё один метод, относящийся к стандартным свечам. Красные гиганты обладают характерными особенностями: они состоят из водородной оболочки, в которой идет термоядерная реакция синтеза гелия, и гелиевое ядро (зола). По мере накопления гелия, ядро коллапсирует и давление с температурой растут, пока не начнется "гелиевая вспышка": реакция термоядерного горения самого гелия. В этот момент звезда меняет свой тип, "сходя" с ветви красных гигантов. Ветви здесь - это расположения звезд разных типов на плоскости с осями светимость-температура.
Этот процесс очень быстр и изображается почти разрывной линией. Звезда в этот момент имеет светимость, которая почти не зависит ни от состава, ни от массы, и потому является стандартной свечой. В отличие от цефеид, нет необходимости наблюдать за звездой долго (в течение периода), поэтому число галактик, которые можно так диагностировать, в пять раз больше. С другой стороны, такие звезды менее ярки, чем цефеиды, и потому пригодны на меньших расстояниях. До 20 Мпа работают оба метода, дополняя друг друга.
У метода Стандартных Свечей есть недостаток: он полагается на закон ослабления яркости. Присутствие пыли и газа, например, вносит искажения. Их учитывают, но хотелось бы иметь способ перепроверить. А какие есть методы, не связанные со Стандартными Свечами?
Сверхновые
Да, сверхновые определенного типа могут быть и стандартными свечами, так как зависимость светимости и ее длительности подчинается строгой зависимости. Но мы сейчас о другой стороне дела.
В Большом Магеллановом Облаке вспыхнула сверхновая. Было это в 1987 году, и это самая близкая к нам сверхновая (если у меня не устаревшие сведения). Через 240 дней после вспышки стало видно кольцо звездного вещества, выброшенное на ранней стадии: видимым оно стало после того, как вспышка ультрафиолетового излучения достигла его и ионизировала. Нам известен радиус этого кольца, физический радиус: это расстояние, которое пролетел свет за 240 дней. Знаем мы и угловой размер кольца: 0.85 угловой секунды. Кольцо немного повернуто и видимо как эллипс, но это легко скорректировать. Поделив одну величину на другую, получаем 1.5∙10²¹ метров, или 161 тыс. св. лет, или 48.9 килопарсек.
Метод вращающихся источников
Кратко опишем еще один метод. Пусть вокруг (вблизи) черной дыры в галактике вращаются какие-либо источники излучения (мазеры). Мы видим, как они приближаются, движутся по небу продольно (скажем, влево), потом отдаляются, потом движутся вправо. Мы можем измерить красное смещение при удалении и приближении и определить скорость. Далее, мы можем определить угловую скорость при продольном движении. Поскольку линейная скорость сильно не меняется, то мы можем определить расстояние (поделив скорость на угловую скорость). Так было определено расстояние до галактики NGC 4258, и оно оказалось равным 7.2 Мпа. И это значение очень точно совпало и с расчетом по цефеидам, и с расчетом по красным гигантам.
Соотношение Талли-Фишера
В 1977 году Талли и Фишер обнаружили сильную корреляцию между светимостью спиральной галактики и скоростью вращения. Этот закон укладывается в теорему вириала с предположением о постоянном отношении светимости к массе, но причины универсальности закона пока неясны. Преимущество метода еще и в том, что для разных диапазонов излучения разные регрессии, но все весьма близки к линейной (на самом деле, к экспоненте, но в логарифмическом масштабе получается прямая). Метод позволяет определить расстояние до тысяч галактик с точностью до 5%.
Есть и другие методы. Скажем, рассмотрим малый телесный угол: в него попадает N звезд, которые и обеспечивают его светимость. среднеквадратическое отклонение светимости разных малых телесных углов Вариации светимости по статистическим законам обратно пропорциональны корню из N. Само же N пропорционально квадрату расстояния до галактики. В итоге расстояние обратно пропорционально среднеквадратическому отклонению светимости. Константу прорциональности можно определить на ближайших галактиках.
Можно использовать линзирование: пути света, несущего два изображения, могут отличаться по длине. Если источник переменный, то изображения будут "мигать" несогласованно, и по этой задержке можно определить расстояние и, что более важно, космологическую постоянную.
Есть и другие методы. Таким образом, в нашем распоряжении есть несколько различных методов определения расстояний, позволяющих подкреплять друг друга. Однако все они так или иначе завязаны на какие-то оценки расстояния, и пересмотр этих оценок может повлиять и на все последующие. Хотя именно повлиять, а не опровергнуть, определенная точность все-таки достигнута. Это называется "лестницей расстояний", и важна прочность каждой ступеньки.
Работа продолжается.
[1] Лекции Петтини по космологии.