Расстояние от Земли до Солнца составляет в среднем 150 миллионов километров, до второй ближайшей звезды (Проксима Центавра) — 40 триллионов километров, а до галактики Андромеда — около 24 миллионов триллионов километров. Это действительно огромные числа, если пытаться записать их в привычном для нас виде. Поэтому неудивительно, что астрономы предпочитают использовать гораздо более удобные единицы измерения, такие как парсеки (30,9 триллионов километров) или, чаще всего, световые годы (9,46 триллионов километров). Однако гораздо более важный вопрос заключается в том, как мы узнали, что расстояния в космосе настолько огромны?
Дальние дали
О том, что звезды находятся очень далеко нам известно ни одну сотню лет, но до начала XIX века мы не осознавали, насколько далеко. Прорыв произошёл, когда несколько учёных независимо друг от друга пришли к идее использования параллакса — разницы во внешнем виде объекта при наблюдении из разных мест и чем больше расстояние между этими местами, тем сильнее различия и тем точнее измерение расстояния.
Эффект параллакса постоянно присутствует в нашей повседневной жизни. Например, во время поездок на автомобиле или поезде мы постоянно меняем своё положение и замечаем, что удалённые объекты движутся относительно нас гораздо медленнее, чем те, которые находятся прямо у обочины дороги.
Пользователи первых дальномеров, использующих данное явление наблюдали за объектом через два разных окна, а затем, зная расстояние между этими окнами (базовую длину), угол между направлениями наблюдения и правила тригонометрии, вычисляли расстояние.
Поскольку две точки наблюдения и цель образуют треугольник, этот метод также иногда называют триангуляцией, которая имеет свои особенности. А именно, чем дальше находится интересующий нас объект, тем больше должна быть длина базовой линии. А поскольку речь идёт об астрономии и звёздах, расстояние между двумя точками наблюдения («окнами») должно быть космическим. Но и из данной ситуации нашёлся выход. Учёные поняли, что этого можно достичь даже без перемещения точки наблюдения, ведь сама Земля движется. Поэтому достаточно второе измерение провести через шесть месяцев после первого, когда планета окажется на противоположной стороне от Солнца. В этой системе длина базовой линии равна диаметру орбиты Земли, или примерно 300 миллионам километров. Конечно, даже такая большая базовая линия (с человеческой точки зрения) меркнет в межзвёздном пространстве, но этого оказалось достаточно, чтобы понять, что светящиеся точки на ночном небе должны находиться в световых годах от Земли.
Ещё дальше
К сожалению, триангуляция теряет значительную точность на расстояниях, превышающих 100 световых лет, что делает её пригодной только для измерения нашего участка Млечного пути. Для изучения более отдалённых областей астрономы используют другой метод, изобретённый в XX веке.
Немного истории
Всё началось с Генриетты Свон Ливитт, дочери пастора, одной из первых женщин, работавших в обсерватории Гарвардского университета. Американская исследовательница изучала феномен гигантских переменных звёзд, которые сейчас называются цефеидами. В своей работе она наблюдала за изменениями яркости звёзд в Малом Магеллановом Облаке, неправильной карликовой галактики, окружающей Млечный Путь.
Цефеиды — крупные звезды, яркость которых регулярно меняется с течением времени.
После нескольких лет непрерывных измерений мисс Ливитт заметила нечто интересное. Яркость 25 объектов возрастала и падала с удивительно регулярными интервалами, и чем ярче звезда, тем длиннее эти интервалы. На основании этого астроном пришла к выводу, что все эти переменные звезды находятся на одинаковом расстоянии от Земли (все они расположены в Малом Магеллановом Облаке), а периоды изменения связаны с их фактической яркостью, которая, в свою очередь, обусловлена массой и плотностью самой звезды.
Какое отношение это имеет к измерению расстояний?
Если мы прогуляемся ночью по освещенной улице, то заметим, что уличные фонари вдали будут казаться тусклее.
Это называется видимой яркостью, которая уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Таким образом, если мы знаем истинную мощность лампочки (абсолютную яркость), то, сравнивая ее с видимой яркостью, мы можем определить расстояние до источника света! А благодаря открытию Генриетты Ливитт учёные могут определить абсолютную яркость цефеиды — на основе периода её пульсации — и аналогичным образом определить её местоположение. А поскольку мы знаем, как далеко находится цефеида, мы автоматически знаем расстояние, отделяющее нас от скопления или галактики, из которой она нам «подмигивает».
Очень-очень далеко
Переменные звезды стали рассматриваться как своего рода космические ориентиры, которые астрономы назвали стандартными свечами. Этот метод хорошо работает на расстояниях до 15 миллионов световых лет, что намного больше, чем триангуляция.
Переменные звезды предоставили нам довольно точные данные о местоположении нескольких десятков галактик в нашей Местной группе. Однако для изучения ещё более удаленных структур нам нужны более мощные свечи, чем одиночная цефеида. Тут в игру вступают шаровые скопления — сферические концентрации звёзд, часто встречающиеся на окраинах галактик. Используя уже известные нам методы, учёные изучили близлежащие скопления и определили, что некоторые типы имеют очень схожую яркость. Это обеспечило астрономию новыми, более крупными стандартными свечами, эффективными на расстояниях до 100 миллионов световых лет.
Неплохо, но недостаточно, потому что размеры наблюдаемой Вселенной намного, намного больше. На данном этапе у исследователей есть ещё два типа стандартных свечей на выбор. Первый — это целые галактики, или, точнее, галактики, которые доминируют в своих группах.
Вторая группа сверхъярких стандартных свечей — это сверхновые типа Ia. Эти характерные взрывы наблюдаются только в двойных системах.
Сверхновые типа Ia всегда очень похожи друг на друга и обладают высокой энергией, что делает их отличными кандидатами на роль стандартных свечей для далёких галактик. Ну, может быть, почти идеальными. Такие взрывы происходят не каждый день, а это значит, что для их обнаружения в конкретной галактике требуется время и удача. Но, это не отменяет того факта, что во многом благодаря им мы знаем распределение структур в радиусе миллиарда световых лет от Земли с точностью до 5%.
Очень-преочень далеко
Для самых далеких объектов (обычно активных галактик, называемых квазарами) мы прибегаем к красному смещению и закону Хаббла-Леметра.
Это две физические концепции, близкие сердцу каждого космолога, связанные с постоянным расширением Вселенной. Известный американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил, что очень далёкие галактики убегают от нас и друг от друга, и свидетельства этого убегания скрыты в их свете. Световая волна обладает свойством изменять свою длину волны (и, следовательно, цвет) в зависимости от направления движения относительно источника. Хаббл знал, что, если спектр наблюдаемой галактики смещается в сторону фиолетового, это признак того, что она приближается к Земле. Однако, если смещение происходит в противоположном направлении, в сторону красного, галактика от нас «убегает». И чем больше смещение, тем быстрее происходит убегание.
Зная этот принцип, современные астрономы узнали текущую скорость расширения Вселенной (постоянную Хаббла), её приблизительные размеры, а также расстояние, отделяющее нас от самых дальних из когда-либо обнаруженных квазаров.