15.2. ИЗМЕРЕНИЕ РАССТОЯНИЙ В АСТРОНОМИИ И ОБЩАЯ СТРУКТУРА ВСЕЛЕННОЙ

Первый вопрос, который задает непрофессионал астроному: «Как вам удается представить такие гигантские расстояния?» На него следует немедленный ответ: «Очень просто! Все размеры относительны, и переход от расстояний до ближайших звезд к расстояниям до самых далеких галактик — не более чем изменение масштаба, соответствующее переходу от метровой линейки к размеру атома». Ни для кого не составляло особого труда представить себе атом относительно предметов повседневной жизни и точно так же, стоит нам сделать первый шаг вдоль шкалы астрономических расстояний, остальные будут легко совершаться простым изменением масштаба каждый раз на порядок величины.

Прежде чем начать нашу экскурсию, отмечу, что точное измерение расстояний — одна из самых сложных проблем в астрономии, поэтому при определении физических свойств изучаемых объектов всегда возникают неопределенности. Так, в ближайших окрестностях Солнца расстояния толь ко до нескольких звезд известны с точностью лучше 5%. При переходе к большим расстояниям ошибки растут и для наиболее удаленных из наблюдаемых объектов могут достигать 25—50%. Для самых далеких объектов, таких, как квазары, неопределенность еще больше вследствие того, что плохо известна геометрия Вселенной.

Но это не должно нас сильно беспокоить. На практике ошибка, скажем, в 25% при определении абсолютных расстояний во многих случаях не

принципиальна. Важнее иметь надежную шкалу относительных расстояний. Расширение Вселенной дает очень простой метод определения относительных расстояний до удаленных объектов. Зачастую при изменении одного масштаба остальные меняются в том же отношении. Чтобы учесть эту неопределенность в расчетах, удобно любое расстояние записывать в виде где соответственно принятое и истинное расстояние до объекта. Пока нет других данных, принимается значение тогда Если же впоследствии окажется, что использованная шкала расстояний была неверна и истинное расстояние должно быть нужно лишь посмотреть, каким образом И входит во все формулы и внести соответствующие изменения. Например, выражение для светимости галактики мы перепишем в виде

Таким образом, если первоначально принималось последующие наблюдения показали, что следует увеличить вдвое, то нужно подставить в формулу Тогда светимость окажется в четыре раза больше, чем предполагалось ранее.