Зеркало телескопа позволит получить в его фокусе изображения небесных объектов чрезвычайно высокого качества, не искаженные атмосферными помехами. Исследования будут проводиться в широком диапазоне длин электромагнитных волн — от далекой ультрафиолетовой до далекой инфракрасной области.
Для внегалактических исследований особенно важны: 1) широкоугольная камера с полем зрения 2,7'x2,7', состоящая из 1600x1600 детекторов фотонов, предназначенная для изучения объектов от 9,5 до 28-й звездной величины; 2) камера для изучения слабых объектов с полем зрения 11" ´ 11" с угловым разрешением 0,02" для наблюдения объектов от 21 до 28-й звездной величины; 3) спектрограф для объектов вплоть до 26-й звездной величины. Эти инструменты обеспечивают детальное фотометрическое исследование, изучение спектров и высокое угловое разрешение для объектов, находящихся примерно в десять раз дальше, чем позволяют наблюдения таких же объектов с поверхности Земли.
Возможность исследовать объекты во много раз слабее, чем были доступны крупнейшим телескопам с поверхности Земли, имеет решающее значение. Расстояния до галактик, в которых видны цефеиды, сторонники «длинной» и «короткой» шкал считают примерно одинаковыми. Разница накапливается при переходе к более далеким галактикам, когда цефеиды уже недоступны и приходится прибегать к гораздо менее надежным вторичным, а затем и третичным индикаторам расстояний. Отсюда ясна важность измерить расстояние до ближайшего крупного скопления галактик в созвездии Девы непосредственно по цефеидам, не прибегая к вторичным индикаторам.
Хаббловскии космический телескоп позволит решить эту важнейшую задачу наблюдательной космологии. В галактиках в скоплении Девы цефеиды с периодом в 20 дней и средней абсолютной звездной величиной —5,5m должны иметь 26-ю видимую звездную величину и будут легко обнаружимы при экспозициях порядка 50 минут.
Многочисленные галактики в этом скоплении позволят космическому телескопу выявить и откалибровать также и вторичные индикаторы расстояний гораздо лучше, чем это сделано до настоящего времени. Такие вторичные индикаторы будут видны на расстояниях почти в десять раз больших, чем сейчас. Одна-две экспозиции достаточны, чтобы найти и измерить эти индикаторы — области HII, ярчайшие шаровые скопления — на расстояниях вплоть до скопления галактик в созвездии Волос Вероники, расположенного примерно в шесть раз дальше, чем скопление Девы,
Все это приведет к существенному улучшению наших знаний о масштабах Вселенной и позволит определить постоянную Хаббла с реальной точностью примерно до десяти процентов.
Космический телескоп также заметно улучшит калибровку первичных индикаторов и в нашей Галактике. Дело в том, что станет возможным, используя прямой метод тригонометрического параллакса, измерять с точностью до 10% расстояния до звезд, отстоящих от нас на 100 парсеков. Таким образом уточнятся расстояния до ближайших звездных скоплений, с которых начинается длинная лестница шкалы космических масштабов.
Достаточно точное знание расстояний до объектов, удаленных от нас на десятки миллионов парсеков, позволит надежно измерить небольшие отклонения в движениях галактик, вызванные тяготением крупных скоплений, от общего расширения Вселенной. По отклонениям вычисляют соответствующие силы тяготения и суммарную массу вещества, включая труднонаблюдаемые формы, входящие в скопления галактик. Напомним, что плохое знание этой величины является самым слабым звеном в определении средней плотности вещества в больших масштабах. Следовательно, будет решена одна из самых сложных задач наблюдательной космологии — определение средней плотности вещества во Вселенной. От этой величины зависит, будет ли Вселенная неограниченно расширяться или же расширение сменится сжатием.
Решению той же задачи послужит и построение зависимости видимой звездной величины ярчайших галактик от красного смещения для скоплений с z > l. По отклонению этой зависимости от прямолинейной определяют среднюю плотность вещества во Вселенной, находят искривленность трехмерного пространства.
Все эти наблюдения связаны с изучением очень далеких объектов, видимых нами в прошлом, когда свет их покинул в эпоху, отстоящую от нас на миллиарды лет. Потому наблюдения выявят также эволюцию галактик и квазаров за столь длительные промежутки времени. Такие данные очень важны для понимания истории Вселенной.
Заканчивая рассказ о будущих возможностях телескопа имени Хаббла в деле установления шкалы внегалактических расстояний, мы хотим особо подчеркнуть следующее обстоятельство. Этот телескоп, решая проблему определения структуры Вселенной, продолжает дело, начатое Хабблом еще в двадцатые годы. Установление шкалы расстояний с точностью до 10% будет завершением одной из грандиозных задач, поставленных трудами Хаббла. И весьма символично, что дело жизни Хаббла продолжает телескоп его имени.
Каким бы перспективным ни являлось улучшение шкалы внегалактических расстояний в результате запуска космического телескопа, мы все же не можем быть полностью удовлетворены той точностью, которая планируется. Далеко не все проблемы космологии при этом можно будет решить. Вряд ли, например, удастся определить, является ли наша Вселенная открытой — вечно расширяющейся, или она закрытая и в будущем расширение сменится сжатием. Дело в том, что согласно теоретическим оценкам, отличие средней плотности вещества во Вселенной от критического значения, вероятно, на много порядков меньше, чем максимальная точность, с которой будет возможно найти этот параметр с помощью наблюдений на будущем космическом телескопе.
Метод фотометрических индикаторов расстояний, предложенный и активно использовавшийся первопроходцами Вселенной, по самой своей сути вряд ли позволит существенно повысить точность сверх той, которую даст телескоп имени Хаббла.
Новый шаг в измерении гигантских просторов Вселенной можно будет сделать только используя во внегалактической астрономии прямой метод измерения расстояний — метод тригонометрического параллакса.
До сих пор таким способом удавалось измерить расстояние лишь до ближайших звезд.
Можно ли увеличить чувствительность метода в миллион раз, что требуется во внегалактической астрономии? В семидесятые годы Н.С. Кардашевым, Ю.Н. Парийским и Н.Д. Умарбаевой (СССР) была показана принципиальная возможность тригонометрическим путем измерять расстояния до галактик и даже расстояния до самых границ наблюдаемой Вселенной. Она откроется при создании космического радиоинтерферометра с базой порядка диаметра земной орбиты.
(adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
