Год 1929 ознаменовался замечательным событием. Человечество распрощалось со статической Вселенной, состоящей из застывших в пространстве галактик и "переселилось" в мир подвижный, расширяющийся. Произошло это благодаря открытию американского астронома Эдвина Хаббла. Зная, что галактики удаляются, он нашел интересную закономерность в их движении. Но, начнем по порядку.
Впервые лучевую скорость галактики измерил в 1912 году американский астроном Весто Слайфер. Он определил скорость одной из ближайших к нам звездных систем — Туманности Андромеды. К 1925 году Слайфер измерил лучевые скорости уже у 45 галактик. Большинство из них удалялось от нас, о чем свидетельствовало смещение линий в спектре в красную область (красное смещение). Для того же, чтобы узнать, существует ли какой-либо закон в "разбегании" галактик и какой он, необходимо было знать не только скорости удаления галактик, но также и расстояния до них. Правильно определить расстояние оказалось значительно сложнее.
В 20-е годы Эдвин Хаббл работал на крупнейшем телескопе того времени — 2.5-м рефлекторе обсерватории Маунт-Вилсон (США). С помощью такого инструмента уже можно наблюдать и изучать отдельные яркие звезды в соседних галактиках. Хабблу удалось обнаружить в нескольких ближайших галактиках переменные звезды особого типа — цефеиды. Эти звезды используются в астрономии в качестве "стандартных свечей": их светимость зависит от периода переменности блеска звезды. Сравнив светимость звезды с наблюдаемой звездной величиной, можно достаточно точно найти расстояние до цефеиды, а значит и до галактики, в которой она находится.
Определив с помощью цефеид расстояния до самых близких галактик, Хаббл сделал следующий шаг в строительстве "лестницы" внегалактических расстояний, установив светимость самых ярких звезд в галактиках. Ярчайшие звезды, в отличие от цефеид, можно разглядеть не только в самых близких звездных системах.
Построив таким образом "лестницу" расстояний, он нашел, что скорость "разбегания" галактик прямо пропорциональна расстоянию до них, то есть v=Hr. Коэффициент пропорциональности Н в этой формуле мы называем постоянной Хаббла. Закон расширения, задаваемый этой формулой, называют однородным расширением. Он справедлив не только для наблюдателей, находящихся на Земле. Переместившись в любую точку пространства, наблюдатель обнаружит тот же закон "разбегания" галактик. Теоретически однородное расширение Вселенной еще в 1924 году предсказал советский математик Александр Фридман, однако без наблюдательных данных его точка зрения некоторое время считалась ошибочной.
В более поздних работах Хаббл использовал уже не только отдельные объекты внутри галактик, но также и общую светимость звездных систем в целом. Это позволило использовать еще более далекие галактики и уточнить зависимость Расстояние — Скорость удаления. В ранних работах Хаббл получил Н=500 км/(с·Мпк). Позже было выявлено несколько ошибок при определении расстояний до ближайших галактик: использовались цефеиды разных классов, различающиеся по светимости, также некоторые ярчайшие звезды в удаленных галактиках оказались на самом деле звездными скоплениями. Все это привело к пересмотру шкалы расстояний и постоянной Хаббла. Ее современное значение, для которого принято обозначение Но, получено несколькими десятками независимых методов и лежит в интервале между 50 и 100 км/(с·Мпк).
Зная постоянную Хаббла, можно ответить на вопрос, сколько времени прошло от начала расширения Вселенной, то есть, иначе говоря, мы можем узнать возраст Вселенной. Этот возраст примерно равен 1/Н0, что составляет 10-20 миллиардов лет. Связь постоянной с возрастом нашего мира позволяет наложить ограничения на хаббловскую константу. Возраст Вселенной не может быть меньше возраста объектов, из которых она состоит. Самые старые шаровые скопления насчитывают 15-17 миллиардов лет. Анализ радиоактивных изотопов космического вещества показывает, что возраст нашего мира не менее 12-14 миллиардов лет. Это хорошо согласуется со значением Но=50-75 км/(с·Мпк). Хуже согласие с большой Н0 — в районе 100 км/(с·Мпк), тем не менее, некоторыми методами получается высокое значение, порядка 100, константы Хаббла.
Отчего же наблюдается такой большой разброс в оценках одной из основных космологических констант? Внешне рассчитать значение Но просто. Необходимо лишь знать расстояние до галактик (или скоплений галактик) и по смещению спектральных линий определить их скорость удаления. Но проблемы возникают и с определением расстояний, и со скоростями галактик.
Наиболее надежно расстояние определяется до галактик, в которых найдены цефеиды типа RR Лиры, а также еще некоторые типы объектов, светимость которых достаточно хорошо известна по наблюдениям в нашей Галактике. Все они найдены лишь в близких звездных системах — в пределах 45 Мпк. Исключение составляют три галактики: M100 и NGC 4571 из скопления в Деве (15-20 Мпк) и М96 во Льве (12 Мпк), где недавно с помощью Космического телескопа им. Хаббла удалось разглядеть цефеиды.
Менее надежно удается определить расстояние, используя самые яркие галактические объекты, средняя светимость которых известив из наблюдений. К ним относятся самые яркие звезды, новые, сверхновые, шаровые скопления и некоторые другие объекты. Для тех галактик, в которых невозможно разглядеть отдельные объекты, индикатором расстояния могут стать характеристики самих галактик, например, можно использовать среднюю светимость галактик определенного морфологического типа. Широко используются методы определения расстояния, основанные на эмпирических соотношениях между различными наблюдательными параметрами.
Так, например, известно, что для спиральных галактик ширина спектральной линии нейтрального водорода пропорциональна их светимости. "Настроив" эту зависимость по ближайшим галактикам с хорошо известными расстояниями, можно определять расстояния до значительно удаленных галактик и скоплений галактик. Расстояния до самых близких галактик определяются с точностью 10%. С увеличением расстояния неопределенность растет. Таким образом, основываясь на более точных, но ограниченных методах, переходят к бот лее "дальнобойным".
Расстояния до самых дальних уголков Вселенной, откуда еще приходит свет, находят по красному смещению в спектре объектов через закон Хаббла. В этом случае расстояние зависит от значения Но, которое, в свою очередь, известно неточно.
Определить скорость удаления галактики значительно легче, но и здесь наблюдателей поджидают подводные камни. На фоне однородного расширения Вселенной, галактики и скопления взаимодействуют, притягиваются друг к другу. В результате появляются отклонения от однородного расширения, как говорят еще, от "хаббловского потока". Например, наша Галактика и ближайшая к нам "спираль" Туманность Андромеды не разлетаются друг от друга, а обращаются по эллиптическим орбитам. В свою очередь эти галактики "падают" со скоростью около 300 км/с на ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы. Скорости такого порядка заметно изменяют картину однородного расширения и вносят большую ошибку в постоянную Хаббла при ее определении по близким галактикам (в пределах нескольких десятков Мпк). Чтобы избавиться от, как говорят астрономы, нехаббловской составляющей лучевой скорости, приходится моделировать распределение масс в масштабе ближайших скоплений галактик и рассчитывать движение объектов, вызванное их взаимным притяжением.
Для далеких объектов скорость удаления столь велика, что можно пренебречь отклонениями от хаббловского потока. Однако, как уже было сказано, расстояние в этом случае определяется менее уверенно.
Впервые определенное Хабблом значение Н0 в 5-10 раз отличалось от современного. В более поздних работах оно было пересмотрено. Интересно проследить зависимость значения постоянной Хаббла от времени ее измерения по мере развития наших знаний о Вселенной. Постоянная Хаббла экспоненциально убывает на начальном этгрте, и начинает "колебаться", когда уже сформировалось более-менее общепринятое значение.
Если посмотреть работы по определению постоянной Хаббла за последние 10-15 лет, то можно убедиться, что значение Но примерно равномерно покрывает интервал от 50 до 100 км/(с·Мпк). Время от времени тому или иному значению отдается предпочтение (своеобразное проявление моды в науке), но не надолго. Нет согласия и среди "мэтров" внегалактической астрономии, посвятивших всю жизнь проблемам определения расстояний во Вселенной и постоянной Хаббла. Так, научная группа, возглавляемая Жераром де Вокулером (США), "исповедует" так называемую "короткую" шкалу внегалактических расстояний. В работах Вокулера и его сотрудников Но принимает значение 80-100 км/(с·Мпк). Чем большее значение принимает хаббловская константа, тем короче расстояния во Вселенной и меньше ее возраст. Швейцарский астроном Г. Тамманн и его группа, напротив, поддерживают "длинную" шкалу расстояний, получая значение H0=50-70 км/(с·Мпк), а в нескольких последних работах прошедшего года Но у них "упала" до 45 км/(с·Мпк). При этом обе группы делают разные начальные шаги по "лестнице" внегалактических расстояний, отдавая предпочтение разным индикаторам расстояний.
На данный момент нельзя сказать с уверенностью, чья научная группа более права. Множество новых методов, развитых в последнее время, например, с использованием свойств гравитационных линз, также приводят к противоречащим друг другу значениям Н0. С помощью Космического телескопа им. Хаббла удалось открыть несколько цефеид в далеких галактиках: М100 и NGC 4571 в Деве и М96 во Льве, и тем самым определить расстояние до них с хорошей точностью, однако значения локального поля скоростей, получаемые в разных работах, приводят к достаточно неопределенной оценке Н0=60-80 км/(с·Мпк). Имеются также основания считать, что Н0, найденная по близким галактикам, отличается от Н0 для больших масштабов (либо из-за того же не-хаббловского поля скоростей, либо это фундаментальное свойство Вселенной). Скорее всего, окончательное, убедительное значение постоянной Хаббла можно будет получить лишь в будущем с помощью спутника, который простейшим методом триангуляции точно измерит расстояния до далеких внегалактических объектов.
Если подтвердится "длинная" шкала (Н=50-70 км/(с·Мпк)), то появится хорошее согласие между значением постоянной Хаббла и возрастом звезд и галактик. С другой стороны, если подтверждение получит "короткая" шкала (Н=80-100 км/(с·Мпк)), то это будет еще более интересное событие. Появится явное противоречие, так как возраст Вселенной в этом случае окажется меньше возраста объектов, ее составляющих. Это даст толчок потоку новых идей и открытий в области эволюции Вселенной.
В настоящее время вопрос не решен окончательно и приходится идти на компромисс. До окончательного выяснения дела многие ученые останавливаются на "золотой середине", полагая значение Н0=75 км/(с·Мпк).