Методические материалы, статьи

Глубокий взгляд во Вселенную

Млечный Путь, вблизи которого находятся самые яркие звезды, пересекается почти под прямым углом млечным путем туманных пятен, который не принадлежит к нашему звездному слою: он только окружает его, не имея с ним физической связи. Он находится от него в огромном отдалении и простирается в виде гигантского круга через все небо. При пособии сильных оптических орудий часть этих туманов, вероятно, будет разложена на звезды.

Александр Гумбольдт. «Космос»

В предыдущей статье (В. Сурдин. «Проста ли структура Вселенной?» в десятом номере «Знание-cила» за 1997 год) мы обещали вернуться к вопросу о структуре Вселенной. Изучать ее могут лишь те, кто вооружен самыми дальнобойными телескопами.

Для чего астроному телескоп?


Когда у астрономов появляется новый мощный телескоп, они не успокаиваются, пока не выжмут из него все, на что он способен. В последние годы судьба баловала звездочетов: им удалось построить сразу два уникальных инструмента — крупнейший наземный телескоп имени У. Кека с зеркалом диаметром 10 метров, установленный в обсерватории Мауна Кеа на Гавайях, и крупнейший космический телескоп имени Э.Хаббла диаметром 2,4 метра, запущенный на околоземную орбиту. Естественно, астрономам нетерпелось с помощью этих могучих инструментов как можно дальше заглянуть во Вселенную. И они это сделали.

Но сначала немного истории. Среди непрофессионалов главным достоинством телескопа считается его способность увеличивать угловой размер объектов. Действительно, увеличение телескопа — вещь немаловажная в том случае, если объект наблюдения яркий, как, например, Солнце или Луна. Но таких объектов мало, а большинство звезд и туманностей не видно глазом потому, что они слишком далеки и слабо светят. Поэтому астрономы особенно ценят два других качества оптического инструмента.

Во-первых, объектив телескопа намного превосходит по площади зрачок невооруженного глаза и поэтому собирает значительно больше света. Это стимулирует ученых строить все более и более крупные телескопы. А во-вторых, с помощью фотопластинки или электронного приемника света можно накапливать слабый поток фотонов, делая невидимое видимым. Этой возможностью астрономы пользуется очень активно, доводя экспозицию до нескольких часов, а иногда и суток. Естественно, на дневное время приходится закрывать объектив телескопа, а с наступлением следующей ночи возвращаться к прерванной экспозиции. От астронома-наблюдателя это требует высочайшего искусства, ведь изображение должно попасть точно в то же место фотопластинки, где оно было в предыдущую ночь.

Особенно часто такой «фотоэквилибристикой» занимались в начале века, когда чувствительность пластинок была мала, а телескопы — невелики. Наградой за труды стало, скажем, открытие того факта, что спиральные туманности — это самостоятельные галактики, то есть системы из миллиардов звезд. Но чувствительность фотопластинок с годами возросла, к тому же появились прекрасные электронные приемники света, и астрономы забыли старое искусство длинных экспозиций: им стало хватать одной ночи и даже нескольких часов. При больших экспозициях чувствительная фотопластинка полностью чернеет от слабого излучения земной атмосферы. Однако с появлением космических телескопов забытое искусство понадобилось вновь.

Дело в том, что в безвоздушном пространстве небо значительно темнее земного, и можно было бы доводить экспозиции до десятков часов, регистрируя фантастически слабые, а значит, безумно далекие объекты. Но препятствием для этого стало орбитальное движение астрономических спутников и отсутствие у них «точки опоры», приводящее к «кувырканию» телескопа. С последним недостатком инженеры научились бороться: современные системы ориентации, снабженные измерительными и силовыми гироскопами, микрореактивными двигателями, индукционными катушками для опоры на геомагнитное поле и звездными датчиками направлений, позволяют навести телескоп на любой небесный объект и твердо зафиксировать его в этом состоянии. Но от орбитального движения никуда не денешься: сутки на низкой орбите длятся полтора часа, следовательно, непрерывное наблюдение любой области на небе продолжается не более получаса, а затем она приближается к горизонту и быстро заходит за него.

Однако и тут выручила старая идея.

Колода фотопластинок


Давным-давно некоторые астрономы, не имевшие больших телескопов, но желавшие изучать слабые объекты, практиковали метод «сложения фотопластинок». Они получали несколько (иногда десятки!) фотографий одной и той же области неба, а затем аккуратно складывали стопочкой все негативы — то, что было почти незаметно на одной пластинке, оказывалось легко различимо на суммарном изображении. Главное искусство заключалось в том, чтобы сложить пластинки аккуратно — звезда к звезде. В наши дни, когда изображения звезд с помощью электронных приемников света прямо из фокуса телескопа записываются в память компьютера, ему же, естественно, поручили складывать отдельные кадры — аналоги выходящих из употребления фотопластинок.

Итак, недавно, используя орбитальный телескоп Хаббла, международная группа астрономов «устремила» самый глубокий взгляд во Вселенную: в течение 150 орбитальных периодов телескоп смотрел на одну область неба, накопив в сумме 70 часов наблюдения. При этом удалось зафиксировать объекты тридцатой звездной величины. Для бывалых астрономов это звучит достаточно фантастично: еще недавно большим успехом считалось зафиксировать звезды двадцать второй — двадцать третьей величины, а теперь обнаружены в тысячу раз более слабые. На таком изображении без труда можно было бы рассмотреть наше Солнце из Туманности Андромеды!

Затевая столь длительные и кропотливые наблюдения, астрономы преследовали сразу несколько целей: нащупать границу нашей Галактики, зафиксировать самые далекие и, следовательно, самые юные галактики нашей Вселенной, и тому подобное. Работа над изображениями только началась, и постепенно мы узнаем о всех ее результатах. А пока — несколько находок, сделанных «на скорую руку».

Во-первых, подтвердились ожидания астрономов, что чем меньше масса звезды, тем больше таких звезд в Галактике. Если раньше мы считали Солнце заурядной звездой, то теперь можно называть его «сравнительно упитанной»: выяснилось, что большинство звезд значительно легче Солнца. Однако не оправдались надежды астрономов найти очень много слабосветящихся звезд в гало Галактики, чтобы объяснить этим его большую массу при относительно малой яркости. Тусклых звезд в гало не больше, чем в окрестности Солнца, а значит, проблема скрытой массы Галактики по-прежнему «висит в воздухе».

Во-вторых, на снимках замечено много слабых голубых объектов. Это не могут быть маломассивные звезды: у них поверхность не очень горячая и имеет красный цвет. Рассматриваются две возможности: либо это белые карлики (ядра проэволюционировавших звезд) в гало нашей звездной системы, либо очень далекие галактики, структуру которых невозможно различить из-за большого удаления. Вот тут мы и подошли к самому неприятному открытию, сделанному в ходе глубокого разглядывания Вселенной. Оказывается, что не так-то легко отличить слабую звезду от далекой галактики.

Несмотря на то что галактика — это система из миллиардов звезд, на большом расстоянии она видна как точка. Даже наблюдения с помощью крупнейшего в мире десятиметрового телескопа, работающего в прекрасных условиях высокогорной обсерватории на Гавайях, показали, что с поверхности Земли среди объектов слабее двадцать пятой звездной величины звезды невозможно отличить от далеких галактик.

А нужно заметить, что среди слабых объектов галактик больше, чем звезд. Например, среди объектов двадцать третьей величины на десять галактик приходится одна звезда. Дальше — больше. Нужно просеять сто объектов двадцать пятой звездной величины, чтобы встретить среди них одну звезду. Отбор идет в основном по форме изображения: звезда — точка, а галактика имеет различимое тело. Но далекая галактика становится для наземного телескопа неотличима от звезды при яркости около двадцать пятой величины. Может ли помочь в этом космический телескоп?

Да, может. На его более четких изображениях можно отличать звезды от галактик до двадцать седьмой величины. Продвижение на две величины, то есть в 6,3 раза по яркости, означает продвижение в глубь Вселенной в 2,5 раза. Игра, безусловно, стоит свеч. Заманчиво было бы вдвое продвинуться в глубь Вселенной, и не только в одном направлении, напоминающем взгляд через замочную скважину, а сразу во многих, получив при этом глубокие изображения большей части неба.

Однако космический телескоп — удовольствие крайне дорогое. Если использовать нынешний телескоп Хаббла с его маленьким полем зрения, то для глубокого просмотра всего неба понадобятся столетия или десятки аналогичных телескопов на орбите! На такую роскошь астрономы не надеются. Поэтому они мечтают запустить на орбиту или установить на Луне телескоп иной конструкции — широкоугольную камеру Шмидта, способную за одну экспозицию зафиксировать большой участок неба, размером в десятки квадратных градусов. Такой телескоп за разумное время сможет получить глубокий портрет Вселенной, причем не только ее далеких окраин, но и всякой интересной и важной «мелочи», которую мы не замечали до сих пор в нашей Галактике, а, возможно , и в нашей Солнечной системе. Кто знает, не станет ли это сродни открытию микробов в биологии — маленьких, но очень важных составляющих живой природы.

Большие дыры во Вселенной?


Еще одна международная группа астрономов под руководством доктора Дакоста, используя крупные телескопы, размещенные в Чили, Европе, Австралии и США, изучила распределение более двух тысяч галактик в обширной окрестности нашей звездной системы. В результате было обнаружено несколько гигантских областей, совершенно лишенных не только галактик, но и каких-либо признаков другого вещества, доступного для наблюдения в телескоп. Эти огромные «дыры» диаметром сто — двести миллионов световых лет — крупнейшие среди известных нам структурных элементов природы. Их происхождение связано с самыми ранними этапами эволюции Вселенной.

Впервые признаки гигантских пустот во Вселенной были обнаружены более десяти лет назад при изучении распределения в пространстве крупных галактик. Однако оставались сомнения — а нет ли в этих областях маленьких галактик, недоступных пока телескопу, или вещества в другой форме, вообще не излучающего свет. Поэтому в нынешней программе астрономы пошли иным путем: определив с помощью самых мощных телескопов мира скорости движения более двух тысяч галактик, они решили уравнения движения этих систем, что позволило вычислить распределение массы в пространстве независимо от того, излучает ли эта масса свет.

На полученном в результате вычислений компьютерном изображении представлено распределение вещества в любых его формах. Яркие области на этой карте соответствуют уплотнениям, крупнейшее из которых было известно ранее и названо Великим аттрактором. Темные области означают пустоты. Положение нашей Галактики указано стрелкой в центре карты. Размер Галактики (сто тысяч световых лет) в масштабе этого рисунка всего 20 микрометров. Плоскость рисунка совпадает с так называемой сверхгалактической плоскостью, то есть с плоскостью обширного местного уплотнения, в котором сосредоточено большинство соседних с ними звездных систем.

Напомним, что Великий аттрактор (от английского attract — притягивать) — это обширная концентрация массы, влияющая на движение многих галактик, включая и наш Млечный Путь. В 1986 году группа астрономов, изучавших движение нашей и соседних галактик, обнаружила, что они движутся в сторону сверхскопления галактик Гидры-Кентавра со скоростями, значительно отличающимися от тех, которые следуют из расширения Вселенной по закону Хаббла. Одним из возможных объяснений такого отклонения от хаббловского расширения как раз и может быть Великий аттрактор — область или объект с гигантской массой, в десятки тысяч масс Галактики, оказывающий гравитационное влияние на окружающие звездные системы. По оценкам, он имеет диаметр около трехсот миллионов световых лет, а его центр удален от нас на 147 миллионов световых лет.

Наличие обширных пустот и уплотнений во Вселенной пока не поддается теоретическому объяснению. Из наблюдений реликтового излучения следует, что сразу после начала расширения вещество во Вселенной было распределено чрезвычайно однородно. Чтобы за десять — пятнадцать миллиардов лет, прошедших с того времени, под действием гравитации из маленьких начальных неоднородностей успели сформироваться гигантские перепады плотности, вещества во Вселенной должно быть очень много, гораздо больше, чем показывают астрономические наблюдения. Эта загадка стимулирует поиски скрытой массы.

Космология — крупномасштабная наука


Итак, Вселенная однородна лишь в среднем — на масштабах, превышающих шестьсот миллионов световых лет. По мере уменьшения масштабов начинает проявляться ее структура. Вначале становятся заметны сверхскопления галактик размером порядка трехсот миллионов световых лет, образующие относительно тонкие стены, или, как чаще их называют, «блины», толщиной около тридцати — шестидесяти миллионов световых лет. Внутри них вырисовываются скопления галактик размером порядка тридцати миллионов световых лет, а еще глубже — сами галактики. Размеры галактик заключены в широких пределах: самые маленькие, карликовые галактики менее тридцати тысяч световых лет в поперечнике и массой порядка сто миллионов масс Солнца. Размеры же самых крупных галактик достигают многих сотен тысяч световых лет, а их массы — тысячи миллиардов масс Солнца. Внутри галактик вещество тоже сильно структурировано: спиральные рукава, шаровые звездные скопления, отдельные звезды и, наконец, планеты.

В задачу космологии входит лишь описание крупномасштабной структуры Вселенной — объектов размерами тридцать миллионов световых лет и более. К ним относятся скопления и сверхскопления галактик. Космологи считают, что иерархическая структура Вселенной возникла в результате роста первоначально малых возмущений плотности под действием гравитации. Вопрос о происхождении исходных возмущений выходит за рамки нашей статьи. Но отметим, что эти возмущения обязаны своим появлением физическим процессам на самой ранней стадии эволюции Вселенной. Поэтому их масса и размер определяются фундаментальными законами физики микромира.

На начальной стадии роста возмущений плотности Вселенную заполняет высокотемпературная плазма из электронов, протонов, небольшой примеси нейтронов, фотонов, и, как теперь выясняется, из некоторого невидимого, «скрытого» вещества. Носитель скрытой массы Вселенной пока неизвестен, хотя наиболее вероятным кандидатом на эту роль считаются гипотетические элементарные частицы аксионы, предсказанные физиками как необходимый элемент при объяснении сохранения четности в ядерных взаимодействиях. Пока аксионы не обнаружены в эксперименте.

Картина эволюции возмущений плотности в многокомпонентной плазме весьма сложна. Расширяющаяся Вселенная сначала так мала, что возмущения плотности своим размером превосходят так называемый горизонт — размер причинно связанных областей мира: «голова» возмущения еще не знает о существовании своего «хвоста». Но в некоторый момент размер Вселенной становится так велик, что охватывает возмущение целиком и оно начинает жить, как обыкновенное колебание плотности газа, то есть как звуковая волна. Правда, со временем, как любой звук, волна плотности затухает. Но, с другой стороны, гравитация вызывает рост уплотнений. В борьбе этих сил рождается структура Вселенной.

Возмущения в невидимом веществе растут быстрее, поскольку оно почти не взаимодействует с другими формами материи. В обычном же веществе, состоящем из протонов и электронов, продолжают действовать механизмы затухания, поэтому возмущения плотности в нем почти не растут. Однако через несколько миллионов лет после начала расширения Вселенной обычное вещество охлаждается настолько, что из ионизованной плазмы становится нейтральным газом. Давление в нем падает, упругость уменьшается, и оно готово подчиниться гравитационной силе. К этому моменту в невидимом веществе возмущения успели вырасти в сотни раз, в нем образовалась структура, и обычное вещество просто «падает» в уже сформировавшиеся потенциальные «ямы». После этого невидимое и обычное вещество уже не расстаются: доступное нашему взору обычное вещество всегда обрисовывает структуры, в основном сложенные невидимой материей.

Чем ближе к нашей эпохе, тем сильнее перепады плотности в соседних областях Вселенной. Хотя в целом Вселенная расширяется и ее средняя плотность падает, в местах с пониженной плотностью она падает быстрее, а более плотные области расширяются медленнее — контраст плотности возрастает. В некоторых местах сила тяготения вообще останавливает расширение и меняет его на сжатие.

Из-за случайных движений вещества сжатие не может происходить равномерно по всем направлениям: в каком-нибудь из них оно всегда происходит быстрее. Поэтому в первую очередь образуются тонкие слои повышенной плотности — космологи называют их «блинами», а между ними — пустоты. Затем сжатие этих двухмерных блинов продолжается вдоль одного из их направлений, и внутри блинов образуются одномерные структуры, подобные нитям, после этого сжатие идет по единственному оставшемуся направлению, и вдоль нитей образуются комки вещества высокой плотности — будущие скопления галактик. Но «блины» и «нити» не исчезают бесследно: они еще долго просматриваются в структуре Вселенной и сравнительно легко выявляются при подсчете галактик.

Быстро продвигаются астрономы в глубь Вселенной. Полгода назад мы рассказали о самой далекой из открытых галактик. Но теперь и она уже не чемпион: Марин Франкс с коллегами обнаружил при помощи десятиметрового телескопа имени Кека галактику, на двадцать процентов более дальнюю — родившуюся свыше восьми миллиардов лет назад. Похоже, что наша машина времени стремительно приближается к остановке «Рождение галактик». Прибыв туда, мы, вероятно, разгадаем тайну невидимой материи. Но и это еще не станет конечным пунктом. Пора будет вплотную взяться за решение двух главных проблем — как родилась Вселенная и каково ее будущее. Можно сколько угодно спорить, строить гипотезы и писать уравнения, но астрономы знают, что лишь новые наблюдения дадут окончательные ответы на эти вопросы.

Михаил Сажин, Владимир Сурдин



См. также:
Популярность онлайн-казино в России
Сравнение онлайн и офлайн-казино
ПРОЕКТ
осуществляется
при поддержке

Окружной ресурсный центр информационных технологий (ОРЦИТ) СЗОУО г. Москвы Академия повышения квалификации и профессиональной переподготовки работников образования (АПКиППРО) АСКОН - разработчик САПР КОМПАС-3D. Группа компаний. Коломенский государственный педагогический институт (КГПИ) Информационные технологии в образовании. Международная конференция-выставка Издательский дом "СОЛОН-Пресс" Отраслевой фонд алгоритмов и программ ФГНУ "Государственный координационный центр информационных технологий" Еженедельник Издательского дома "1 сентября"  "Информатика" Московский  институт открытого образования (МИОО) Московский городской педагогический университет (МГПУ)
ГЛАВНАЯ
Участие вовсех направлениях олимпиады бесплатное
Комплектующие для оборудования торговых площадей системами: joker, tritix, global.. определяемой положениями Статьи 437 Гражданского кодекса РФ. Торговое оборудование Фреш-Групп, ООО. Поделиться с друзьями:

Номинант Примии Рунета 2007

Всероссийский Интернет-педсовет - 2005