Анатолий Владимирович Засов - Галактики

редко.

8

расстоянию между Землей и Солнцем, примерно в
63 тыс. раз меньше светового года.
Наконец, часто используется в астрономии такая:
единица расстояния, как парсек (1 пс). По определению; это такое расстояние, с которого виден под углом
в 1" отрезок, перпендикулярный лучу зрения, равный
радиусу земной орбиты (т. е. 1 а. е.). 1 пс в 206265 раз ;
больше 1 а. е. и составляет 3,08-1018 см, или 3,26 ев/
года. В парсеках удобно измерять расстояния до звезд.*
Во: внегалактической астрономии используются едини-»
цы, производные от парсека: килопарсек (1 к п е ^ '
= 1000 пс) и мегапарсек (1 Мпс=1000 кпс). Так, расстояние до туманности Андромеды составляет 690 кпс =
=*0,69 Мпс.
Расстояние до этой галактики измерено достаточноточно, чего, к сожалению, нельзя сказать о расстояниях до1 основной массы изучаемых галактик. Опреде-:
ление расстояний до галактик и в настоящее время
представляет собой сложную проблему, и существую-1
щие методы часто не дают необходимой точности, приводя к оценкам, различающимся подчас в 1,5—2 раза.'
Точнее всего расстояния определяются для близких^
галактик, т. е. для таких, в которых можно различить
отдельные объекты — яркие звезды, цефеиды, облака*
горячего газа, звездные скопления. В таких случаях
расстояния оцениваются путем сравнения этих объект
тов с такими же объектами, расстояние до которых из-'
вестно, например в нашей Галактике.
Для далеких галактик, в которых не видны отдельные объекты (а таких галактик абсолютное большинство), сравнительно легко и точно можно найти относительное расстояние, т. е. узнать, во сколько раз одна
галактика дальше от нас, чем другая. Этот метод определения расстояний связан с самым грандиозным процессом, происходящим в природе, — с расширением Всёленной 1 . Теоретически предсказанный советским физи-'
ком А. А. Фридманом этот процесс был обнаружен в
30-х годах нашего века Э. Хабблом, после того как тот
проанализировал спектры галактик с целью узнать, с
1
Под расширением Вселенной понимают непрерывное увеличе-.
ние лишь средних расстояний между далекими галактиками. Никакого увеличения расстояния не происходит, если близкие друг
к другу галактики образуют пары, группы или скопления, fc которых они удерживаются вместе силами взаимного притя-жёния.

9

какими скоростями они движутся. Измерение длин
волн линий в спектре источника с помощью так называемого эффекта Доплера позволяет узнать, приближается или удаляется от нас источник света.
Хаббл обнаружил, что спектры большинства галактик указывают на «красное смещение» линий \ т. е. смещение в сторону красного конца спектра, которое говорит об удалении галактик от нас. Величиной красного смещения называют относительное изменение длин
волн излучения, т. е. дробь г=ДАДо, равную отношению лучевой скорости к скорости света v/c. Хаббл обнаружил, что величина красного смещения галактик
в среднем пропорциональна расстоянию до галактик.
Например, если одна галактика имеет скорость
1000 км/с, то вдвое более далекая будет иметь скорость
около 2000 км/с, находящаяся втрое дальше — около
3000 км/с, и т. д. Эту зависимость можно записать в
таком виде: v = HD, где D — расстояние до галактики,
а Я(км/с'Мпс)—коэффициент пропорциональности, называемый постоянной Хаббла.
Существование такой зависимости говорит о том,
что Вселенная расширяется однородно: никакого центра расширения не существует. Если бы мы находились
в какой-либо другой галактике, то закон Хаббла был
бы справедлив и в этом случае: мы бы наблюдали удаление от нас всех других галактик, включая и нашу
собственную Галактику. Таким образом, все галактики
находятся в равноправном положении.
Пользуясь законом Хаббла, можно, измерив красное смещение галактик, определить, во сколько раз
одна из них дальше от нас, чем другая. Но узнать
истинное расстояние сложнее — сначала надо найти,
чему равна постоянная Хаббла. Казалось бы, что проще: измерить скорости удаления близких галактик, расстояние до которых определено без помощи красного
1
Если расстояние между источником и наблюдателем увеличивается, то линии спектра будут, по эффекту Доплера, смещаться
в сторону красного конца оптического диапазона длин волн, а
если уменьшается, то в противоположную сторону, к фиолетовому
концу. Для скоростей, много меньших, чем скорость света, справедлива простая формула: u = cAX/Xo, где с/ —скорость --">