В прошлой главе мы рассказали об измерении времени, имея в виду то понятие времени, которое мы используем в повседневной жизни. Однако в самой астрономии нужно рассматривать гораздо большие интервалы времени, описывающие астрономические и космологические явления. И в этом масштабе математика играет ключевую роль. Так как результаты астрономических наблюдений охватывают лишь около 300 лет, для изучения «больших времен» необходимо компьютерное моделирование.
Именно математика позволяет создавать модели, которые вкупе с результатами наблюдений помогают определить, что произошло и что произойдет на временном интервале в несколько миллиардов лет. А именно такие интервалы характерны для астрономических явлений.
Звезды, их эволюция и другие характеристики
Все звезды рождаются из облаков газа и пыли в межзвездном пространстве. Под действием сил притяжения эти облака сжимаются, и внутри них образуются звезды. Процесс длится тысячи лет — при сжатии облако нагревается, и его сжатие замедляется, после чего оно вновь охлаждается, так как часть энергии переходит в излучение. Когда новые звезды очищаются от остатков газового облака под действием звездного ветра, окружающий их газ начинает светиться, и звезды становятся ярче.
В областях, где образуются новые звезды, наблюдаются разноцветные газовые облака.
Когда Вселенная только зарождалась (это произошло примерно 14 млрд лет назад), почти вся она состояла из атомов водорода и гелия. Первые звезды появились в результате сжатия облаков газа, практически полностью состоявших из этих химических элементов. Более тяжелые компоненты образовывались в ходе эволюции этих первых звезд. После смерти первые звезды выбрасывали в космос часть своего вещества, обогащенного новыми химическими элементами, в частности кислородом и углеродом, которые сформировались внутри них. Еще более тяжелые элементы, например свинец и уран, образовались во время взрывов сверхновых звезд.
Внутри звезд средних размеров, подобных Солнцу, водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, в углерод, азот и кислород. В конце жизни такие звезды раздуваются и выбрасывают часть своей атмосферы в космос, образуя красивые планетарные туманности.
Туманность NGC 7635, в которой можно различить пузырь звездного ветра — зону расширения, в которой при соударении с межзвездным веществом образуется ударная волна.
Галактическое гало, окружающее звезду V838 в созвездии Единорога. Эта звезда стала одной из самых ярких во всем Млечном Пути, после чего ее блеск вновь уменьшился.
* * *
ДЕТИ ЗВЕЗД
Звезду можно представить как огромную атомную электростанцию — в ее реакторе происходят ядерные реакции, в ходе которых водород превращается в более тяжелые элементы — углерод, азот и кислород. Атомы химических элементов, составляющие человеческое тело, образовались в звездном ветре, поэтому все мы в некотором роде дети звезд, и это не красивая метафора, а научный факт!
* * *
Звезды разных поколений излучают материю, которая смешивается с другими облаками газа, и в результате образуются новые звезды и планетные системы. Концентрация тяжелых элементов, например кислорода, в межзвездном пространстве постоянно увеличивается. Таким образом, возраст звезды можно определить по тому, сколько кислорода она содержит: чем меньше содержание кислорода, тем раньше звезда образовалась.
Подсчитано, что через 4,5 млрд лет Солнце превратится в красный гигант и окончит свое существование в виде прекрасной планетарной туманности. Солнце, Земля и другие планеты будут выброшены в межзвездное пространство и станут материалом для новых звезд, а от всей Солнечной системы останется лишь белый карлик. Срок жизни звезды зависит от ее массы: чем массивнее звезда, тем меньше она живет.
Звезды, меньшие, чем Солнце, в конце жизни не выбрасывают материю в пространство, а просто остывают. Красивее всего заканчивают свою жизнь звезды, размерами намного превышающие наше Солнце: они взрываются, подобно сверхновой, испускают материю и образуют огромное облако раскаленного газа. Во время этого взрыва формируются самые тяжелые химические элементы — золото и уран.
Ядро звезды после взрыва превращается в нейтронную звезду или черную дыру.
Звезды в разных галактиках находятся на разных этапах эволюции: где-то их формирование уже завершено, а где-то именно сейчас образуются тысячи и миллионы звезд.
Как появилась Солнечная система
Солнечная система образовалась из аморфного и протяженного облака газа, насыщенного молекулами водорода, гелия, углекислого газа, аммиака, воды, а также содержащего лед и пыль тугоплавких металлов. Считается, что в межзвездном пространстве это протопланетное облако вращалось и обладало магнитным полем. По какой-то причине, возможно, под действием ударной волны от ближайшей сверхновой, протопланетное облако сжалось настолько, что сила тяготения превысила противодействующие силы и произошел коллапс.
На этом рисунке изображен момент формирования Солнечной системы.
Вы можете видеть образование звезды и окружающего ее диска.
Под действием центробежной силы облаку было проще сжаться в направлении оси вращения, чем перпендикулярно ей. Следовательно, вращавшееся облако сжалось в диск, перпендикулярный оси вращения, подобно тому, как расправляется пачка балерины, исполняющей фуэте, под действием центробежной силы.
Более тяжелые частицы пыли стали частью диска этой протопланетной системы быстрее, чем газ. Плотность облака ближе к центру возрастала, и в самой его сердцевине образовалось Солнце, сохранившее магнитное поле облака. Солнце притянуло к себе большую часть материи, расположенной поблизости. Гравитационная энергия газа и пыли при сжатии преобразовалась в тепловую энергию, в результате Солнце нагрелось. Когда температура внутри него достигла нескольких миллионов градусов, начались ядерные реакции, и молодое Солнце стало излучать собственный свет.
От этого излучения находившаяся поблизости ледяная пыль испарилась, а из частиц тугоплавких металлов начали образовываться тела все большего и большего размера. Они сталкивались друг с другом, в них накапливалось все больше материи — так образовались планеты. Планеты, близкие к Солнцу, богаты тяжелыми элементами, которые образовались из частиц тугоплавких металлов. Более далекие от Солнца планеты, образованные из частиц металлов и мелких льдинок, по составу близки к облаку газа и пыли, из которого сформировалась Солнечная система.
Внешние планеты отличаются большими размерами, имеют кольца и большее число спутников, так как в процессе формирования вблизи них располагалось большее количество вещества.
На этом рисунке изображен протопланетный диск, из которого образуются планеты.
* * *
МОДЕЛЬ ОБРАЗОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ В ДОМАШНИХ УСЛОВИЯХ
Если налить в таз с водой растительное масло, то вода и масло не перемешаются, так как имеют разную плотность: масло будет плавать по поверхности, и вы увидите, как постепенно образуется пятно сферической формы. Если мы перемешаем воду ножом так, чтобы образовался водоворот, то увидим, что капельки масла распределятся по поверхности воды, а затем будут сталкиваться друг с другом, образуя всё более и более крупные капли. Именно так (разумеется, в другом масштабе) образовалась наша Солнечная и другие планетные системы.
* * *
Изучение ближайших к Солнцу звезд
При анализе областей, близких к Солнцу, звездная материя считается жидкостью, которая подчиняется уравнениям гидродинамики и обладает цилиндрической симметрией (именно этот вид симметрии характерен для нашей спиральной галактики).
С помощью статистических и численных методов рассматривается наложение двух звездных населений (населения I и населения II) друг на друга. При рассмотрении наложения теоретические результаты намного точнее согласуются с результатами наблюдений, чем при рассмотрении единственного звездного населения.
Различие между звездами галактических дисков и звездами, находящимися в так называемых балджах галактик, открыл немецкий астроном Вальтер Бааде (1893–1960) . Он же определил два класса звезд — звездное население I и звездное население II — еще до того, как был изучен процесс звездной эволюции. К критериям классификации звезд относятся скорость их движения в пространстве, расположение внутри галактики, возраст, химический состав и различия в цвете и яркости.
Структура Млечного Пути, на которой отмечены гало, диск и центральный балдж.
Согласно Бааде, звезды, принадлежащие к звездному населению I, образуют галактический диск. Они содержат значительные объемы более тяжелых элементов, чем гелий. Эти тяжелые элементы образовались внутри звезд предыдущих поколений и распространились в межзвездном пространстве в результате взрывов сверхновых. Наше Солнце принадлежит к звездному населению I. Звезды такого типа часто встречаются в спиральных рукавах Млечного Пути и других спиральных галактик.
Звезды населения II принадлежат к первым поколениям звезд, образовавшихся после Большого взрыва. Следовательно, в большинстве из них содержание металлов невелико. Крайне маловероятно, что вокруг этих звезд вращаются планеты. Звезды населения II располагаются в шаровых скоплениях и в центре Млечного Пути. Находясь в галактическом гало, они действительно обладают низкой металличностью и намного старше, чем звезды населения I. По результатам изучения звездной эволюции известно, что звезды населения II обладают малой массой, так как массивные звезды, появившиеся одновременно с ними, уже мертвы.
В 1925 году американский астроном Эдвин Хаббл предложил классификацию галактик по схеме, которая используется и сегодня и отчасти позволяет объяснить их эволюцию. В рамках этой классификации выделяются две основные категории галактик: спиральные и эллиптические.
Спиральные галактики делятся на обычные и диффузные в зависимости от формы и относительных размеров балджа. Для них характерен большой объем газа в диске, что приводит к образованию множества звезд, особенно молодых звезд населения I. Такие галактики обычно располагаются в зонах с малой галактической плотностью.
Эллиптические галактики делятся на более или менее округлые и вытянутые — от сферических (типа Е0) до крайне вытянутых (типа Е7). Они обладают равномерной яркостью и внешне выглядят как балдж спиральной галактики без диска.
Эти галактики состоят из старых звезд населения И, которые практически не содержат газа. Эллиптические галактики обычно располагаются в зонах с высокой галактической плотностью, преимущественно в центрах крупных скоплений галактик.
В настоящее время классификацию Хаббла дополняют линзовидными галактиками (типа S0), которые имеют балдж и диск, но не имеют спиральных рукавов. Они практически не содержат газа, а следовательно, состоят из старых звезд.
Неправильные галактики — это малые галактики без балджа, имеющие неправильную форму. К этому типу относятся Магеллановы Облака.
Хаббл доказал, что галактики удалятся от нас со скоростью, пропорциональной расстоянию до них; иными словами, Вселенная расширяется.
Типы и подтипы галактик.
Слева — эллиптическая галактика М87. Справа — спиральная галактика NGC2997.
Слева — диффузная спиральная галактика NGC 1365, расположенная на расстоянии 56 млн световых лет от нас. Справа — Большое Магелланово Облако — пример неправильной галактики.
* * *
ГАЛАКТИКА В ДОМАШНИХ УСЛОВИЯХ
Эффектнее прочих выглядят спиральные галактики. Построить их модель можно в домашних условиях из подручных материалов. Налейте в круглую форму для выпечки воду и насыпьте в нее ложку очень мелкого песка или земли, просеянной через сито. Перемешав смесь ложкой, вы увидите «спиральную галактику». Этот простой эксперимент помогает увидеть, как распределяется материя при вращении и как образуются спиральные рукава.
* * *
Звездные величины и логарифмы
Во II веке до н. э. Гиппарх Никейский первым создал метод классификации звезд по их видимому блеску. В своем «Альмагесте» Птолемей привел классификацию звезд, следуя тому же критерию, что и Гиппарх, однако классификация Птолемея оказалась более популярной. Самые яркие звезды Птолемей назвал звездами первой величины, звезды в два раза меньшей яркости — звездами второй величины и так далее вплоть до шестой величины — эти звезды едва можно различить невооруженным глазом (их можно наблюдать только на безлунном небе и в отсутствие светового загрязнения). Уильям Гершель (1738–1822) заметил, что звезды первой величины светят в среднем в сто раз ярче, чем звезды шестой величины.
В XIX веке Норман Роберт Погсон определил, что отношение яркостей звезд, различающихся на одну величину, должно быть постоянным, и создал новый, более точный метод классификации, который используется и сейчас. Он предложил шкалу, в которой разница в пять звездных величин соответствовала разнице в яркости в 100 раз. Имеем:
100 1/5 = 2,512.
Таким образом, отношение яркостей звезд таково: звезды первой величины в 2,512 раза ярче звезд второй величины; в (2,512)2 = 6,31 раза ярче звезд третьей величины; в (2,512)3 = 15,85 раза ярче звезд четвертой величины; в (2,512)5 = 100 раз ярче звезд шестой величины. Иными словами, величина звезд возрастает в арифметической прогрессии, блеск — в геометрической. Для двух звезд величины m и m’ яркость которых равна B и В’ соответственно, выполняется следующее соотношение:
Используем логарифмы и получим аналогичное выражение
где достаточно принять:
Удивительно, что наши глаза воспринимают блеск звезд в логарифмической шкале. Иными словами, если одна звезда в действительности светит в 100 раз ярче, чем другая, то нам кажется, что она блестит всего в пять раз сильнее (5 = 2,5 In 100).
Современная система звездных величин не ограничивается шестью, а очень яркие небесные тела имеют отрицательную величину. К примеру, Сириус, самая яркая звезда в Северном полушарии, имеет видимую величину в интервале от —1,44 до —1,46.
В современную шкалу звездных величин также включаются Луна и Солнце. Видимая величина Луны равна —12,6, видимая величина Солнца 26,7. Телескоп «Хаббл» позволяет увидеть звезды величиной до +30. Учитывая, что блеск звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее, имеем:
где расстояния до звезд выражены в парсеках.
Видимая звездная величина и реальная яркость небесного тела — это не одно и то же. Яркая звезда, расположенная очень далеко от нас, будет казаться тусклой.
Таким образом, для сравнения блеска звезд используется не видимая звездная величина, а абсолютная звездная величина. Абсолютная величина М — это звездная величина, которую имело бы небесное тело видимой величины m, если бы располагалось на расстоянии ровно в 10 парсек от Земли. Имеем:
Таким образом, можно сравнивать абсолютные величины двух и более звезд, так как в этом случае расстояние до них не будет иметь никакого значения.
Звездные войны
Нельзя сказать, что Вселенная статична. Звезды рождаются, стареют и умирают, галактики эволюционируют и взаимодействуют между собой. Поговорим о самом ярком примере их взаимодействия — о столкновениях галактик. В апреле 2008 года NASA и ESA опубликовали серию фотографий, сделанных космическим телескопом «Хаббл», на которых были запечатлены ежедневные «войны» галактик во Вселенной. Эти фотографии выглядят впечатляюще, однако следует отметить, что столкновения звезд происходят крайне редко. Столкновения галактик, по сути, представляют собой столкновения огромных масс газа, в результате чего «коэффициент рождаемости» звезд повышается. Недавно родившиеся и достаточно массивные звезды развиваются быстро и через несколько миллионов лет взрываются как сверхновые. Тяжелые элементы, образовавшиеся внутри них, разлетаются в разные стороны и обогащают газ, окружающий звезду. Таким образом, столкновение галактик — не конец, а новое начало.
Фотография столкновения двух спиральных галактик, NGC2207 (большая) и 1C 2163, сделанная космическим телескопом «Хаббл». Под действием силы притяжения первой галактики вторая изменила свою форму, и в ней образовался длинный хвост, состоящий из звезд и газа. Размеры хвоста составляют до 100 млн световых лет.
Тот же телескоп «Хаббл» позволил получить достаточно информации, чтобы определить, что даже во Млечном Пути можно увидеть следы былых столкновений. Более того, в настоящий момент наша галактика поглощает карликовую эллиптическую галактику в Стрельце.
В апреле 2009 года с помощью «Хаббла» удалось получить фотографии еще одного столкновения галактик, на этот раз намного более масштабного. NGC 2326 — удивительная галактика с двумя большими рукавами, расположенная в созвездии Рака и удаленная от нас на 250 млн световых лет. На фотографии запечатлен заключительный этап слияния двух галактик, на котором два ядра сливаются в одно.
По мере сближения галактик огромные массы газа одной галактики приближаются к центру другой, пока в конце концов не образуют единое целое. Мы видим одно ядро с двумя большими хвостами, состоящими из молодых звезд, так как обмен веществом между галактиками ведет к образованию множества звезд, которые сегодня находятся на первых стадиях эволюции. Это слияние галактик происходит под действием черной дыры, расположенной в центре. Излучаемая энергия нагревает галактический диск и приводит к возникновению волн различной длины.
Галактика NGC 2326 — результат слияния двух галактик. В этом случае ядро галактики очень активно. Считается, что оно действует подобно массивной черной дыре, которая втягивает в себя материю, образуя диск.
Ближайший к нам пример столкновения двух галактик — система Антенн, отстоящая от нас всего на 60 млн световых лет. Считается, что столкновение началось примерно 200 млн лет назад и было столь сильным, что газ и молодые звезды образовали две длинные дуги, которые и дали название этой звездной системе.
Галактика Антенн — ближайшее к Земле столкновение галактик, которое можно наблюдать на звездном небе. На иллюстрации ниже представлен рентгеновский снимок, сделанный обсерваторией Чандра. На снимке видны облака газа, раскаленного до нескольких миллионов градусов, нейтронные звезды и черные дыры.
По мере того как обогащенный газ, образовавшийся в момент столкновения, охлаждается, образуются новые поколения звезд и планет. Согласно исследованиям, в облаках, обогащенных тяжелыми элементами, вероятность образования звезд с планетными системами выше. По этой причине в будущем в галактике Антенн, возможно, образуется необычно много новых планет. В течение миллиардов лет в этой системе может образоваться множество звезд, подобных Солнцу, и планетных систем, схожих с нашей. И если хотя бы в малой их части зародится жизнь, то в будущем галактика Антенн будет полна жизни.
На примере галактики Антенн мы можем увидеть столкновения, которые происходили в молодой Вселенной. Изучение этой галактики также позволяет определить, как будет выглядеть Млечный Путь в будущем, когда столкнется с галактикой Андромеды.
* * *
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ИХ КРИВЫЕ БЛЕСКА
Переменные звезды — это звезды, величина которых меняется. Это могут быть как сверхновые, неожиданно возникающие на небе, так и звезды, меняющие величину периодически и известные с древних времен. К примеру, звезда Алголь, или Бета Персея, получила свое название от арабов, которые наблюдали удивительные изменения ее величины, за что назвали ее Глазом дьявола.
Примерно каждые два с половиной дня ее видимая величина меняется с 2,2 на 3,3. Минимальная видимая величина достигается за пять часов и сохраняется в течение 20 минут, после чего за пять часов блеск звезды вновь достигает максимума. Алголь — классический пример затменно-двойной звезды: ее первый компонент — более яркая и горячая звезда, второй компонент — менее яркая и более холодная звезда. Можно различить два типа затмений в зависимости оттого, какая звезда из этих двух находится к нам ближе. Когда более холодная и менее яркая звезда проходит перед первой, более горячей, яркость двойной звезды снижается. Когда более яркая звезда заслоняет менее яркую, вновь наблюдается затмение, однако в этом случае изменение блеска не столь заметно Во всех остальных случаях яркость обеих звезд складывается, и двойная звезда имеет более или менее постоянный блеск. Следовательно, на кривой блеска звезды будет наблюдаться два минимума, как показано на иллюстрации.
Как мы уже упоминали, одной из актуальных тем астрономических исследований является обнаружение внесолнечных планет. Для этого применяются различные методы, один из которых заключается в анализе изменений яркости звезды. Планета может временно затенять звезду, вокруг которой она вращается, что будет сопровождаться незначительным снижением яркости звезды во время прохождения планеты. В случае с планетой-гигантом, сопоставимой с Юпитером, снижение яркости составит 1 %, если же речь идет о планете, сопоставимой с Землей, — 0,01 %. Недостаток этого метода заключается в том, что снижение яркости звезды будет видно с Земли только при определенном расположении орбит планеты и звезды, и вероятность этого составляет примерно 0,5 %. Иными словами, если на расстоянии 1 а.е. от каждой звезды находится планета, то мы увидим всего одно затмение, наблюдая за 200 звездами. Если же подобные планеты имеются всего в 10 % планетных систем, то для обнаружения пяти планет нам потребуется вести наблюдения примерно за 10 тысячами звезд.
С помощью космического телескопа «Хаббл» было обнаружено, что планета HD 209458b проходит по диску своей звезды каждые 4 дня. Наблюдения во время затмений с помощью спектроскопа позволили получить примерную информацию о химическом составе ее атмосферы. Планета OGLE-TR-56b, обнаруженная этим же методом, проходит по диску своей звезды каждые 30 часов. Если результаты наблюдений интерпретированы корректно, это означает, что орбита этой планеты очень мала (ее радиус всего в пять раз больше радиуса Солнца). Все планеты, обнаруженные таким способом, — это планеты-гиганты, на которых невозможна жизнь, подобная земной.
Однако не все изменения блеска звезд вызваны подобными затмениями. Например, изменение блеска Дельты Цефея вызвано сжатием и расширением самой звезды. Мы можем наблюдать эти изменения и разделить звезды на группы в зависимости от их свойств. Пульсирующие переменные звезды делятся на разные категории: звезды типа Дельты Щита, RR Лиры, Дельты Цефея и W Девы (мы упорядочили типы звезд по возрастанию периода изменения их яркости — 0,10; 0,57; 5,34 и 17 дней соответственно). Цефеиды (звезды типа Дельты Цефея) представляют большой интерес, так как для них известна зависимость между периодом и яркостью, что позволяет вычислить расстояние до них.
* * *
Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды
Считается, что через 3 млрд лет столкнутся две крупные галактики — Млечный Путь и Андромеда. Они сольются в одну большую галактику, возможно эллиптическую. Сейчас Млечный Путь и Андромеда приближаются друг к другу, двигаясь со скоростью 300 км/с относительно Солнца. Так как угловая скорость галактики Андромеды неизвестна, ученые не могут точно сказать, когда именно случится это столкновение, и будет ли оно вообще. Возможно, галактики всего лишь приблизятся друг к другу.
Гипотеза о столкновении была выдвинута в 1959 году, однако лишь недавно благодаря компьютерному моделированию ученые смогли понять, как этот процесс будет выглядеть. Андромеда и Млечный Путь издалека напоминают галактики NGC 2207 и 1C 2163. Со временем они будут выглядеть подобно галактике Антенн, хотя и с некоторыми отличиями. Эти два скопления отдалялись бы друг от друга до тех пор, пока под действием силы взаимного притяжения не начали сближение и в конце концов не столкнулись бы. В результате образовалось бы скопление новых звезд и очень массивных черных дыр в центрах обеих галактик, которые в итоге слились бы в одну, образовав эллиптическую галактику. Эта новая галактика, которая, вероятно, образуется в будущем, получила название Милкомеда. С помощью математических моделей мы даже можем определить ее форму. Столкновение Млечного Пути и Андромеды должно произойти через 3 млрд лет. К тому моменту содержание газа в этих галактиках будет невысоким, и в результате образуется не так много новых звезд, как можно было бы ожидать. Милкомеда станет гигантской эллиптической галактикой, однако плотность ее центра будет намного меньше обычной. Возможно, от Местной группы только и останутся Милкомеда и ее галактики-спутники. Вероятнее всего, что после столкновения наше Солнце окажется в галактическом гало Милкомеды. Через 3 млрд лет Солнце будет находиться в главной последовательности. Согласно моделям эволюции жизнь на Земле к тому времени исчезнет, так как Солнце будет светить намного ярче, чем сейчас.
* * *
МЕСТНАЯ ГРУППА
Как мы уже говорили, галактики объединяются в скопления. Группа галактик, в которую входит Млечный Путь, называется Местной группой и включает около 30 галактик. Две крупнейшие из них — это Млечный Путь и галактика Андромеды, или М31. Эти две и другие галактики вращаются вокруг центра масс Местной группы. Ширина диска Млечного Пути составляет примерно 100 тысяч световых лет. Две галактики-спутника Млечного Пути можно увидеть невооруженным глазом из Южного полушария — это Большое и Малое Магелланово облака, названные в честь португальского путешественника XVI века Фернана Магеллана, который первым из обитателей Северного полушария увидел их на звездном небе. Эти галактики выглядят как два ярких нечетких пятна, однако они состоят из миллиардов звезд. Большое Магелланово Облако находится на расстоянии 170 тысяч световых лет от нас, Малое Магелланово Облако — на расстоянии 190 тысяч лет. Это неправильные галактики, расположенные вблизи нашей, они выглядят фрагментарными и деформированными. У границ группы находится ряд обособленных, более мелких галактик. Самая большая из них — галактика Треугольника, или МЗЗ. Местная группа сама по себе — одно из множества скоплений галактик, составляющих сверхскопление Девы.
* * *
Структура Вселенной
Согласно последним наблюдениям, Вселенная напоминает пену, возникающую, когда мы наливаем жидкое мыло в стакан с водой и начинаем ее взбивать. Забудем о туманностях, звездах, планетах и более мелких объектах и рассмотрим Вселенную, составными элементами которой являются исключительно галактики. Будем считать, что они образуют скопления, которые, в свою очередь, объединяются в сверхскопления.
Наблюдать распределение галактик во Вселенной непросто, так как в нашем распоряжении нет спутников, позволяющих вести наблюдение из-за пределов Солнечной системы. Мы привязаны к Земле и околоземной орбите, поэтому можем получить лишь двумерную картину Вселенной, но нам нужна трехмерная картина, и единственный способ получить ее — измерить расстояния от нас до каждой из галактик. Так мы сможем представить себе, как выглядит Вселенная в трех измерениях.
Это изображение миллионов галактик получено путем наложения снимков, сделанных британским телескопом Шмидта.
Однако определение расстояний до астрономических объектов является одной из самых сложных задач астрономии. Описанные методы для ее решения не подходят. Более эффективным является измерение красного смещения. Известно, что все галактики с момента Большого взрыва удаляются друг от друга. Скорость, с которой галактика удаляется от нас, согласно закону Хаббла, зависит от расстояния, на котором она находится. Хаббл считал, что скорость галактики и расстояние до нее линейно зависимы, а коэффициентом этой зависимости является так называемая постоянная Хаббла, равная 71 км/с на мегапарсек (миллион парсек). Измерив скорость, с которой галактика удаляется от нас, мы сможем определить расстояние до нее согласно закону Хаббла.
Определить скорость галактики относительно просто: для этого достаточно изучить ее спектр. На нем всегда будут наблюдаться темные линии поглощения, свидетельствующие о присутствии тех или иных химических элементов. Расположение этих линий будет зависеть от скорости галактики: чем выше скорость, тем ближе к красной зоне спектра будут располагаться темные линии. Это явление называется красным смещением.
На сегодняшний день различные группы исследователей изучают спектры сразу нескольких миллионов галактик. Их работа далека от завершения. Согласно полученным результатам, галактики выстраиваются в ряды, между которыми остаются пустые «пузыри» — иными словами, расположение галактик напоминает пену шампуня.
Две части Вселенной, структура которых в большом масштабе известна. Наша галактика изображена в центре схемы, но не потому, что она занимает какое-то особое положение во Вселенной, а потому, что в ней находится наблюдатель.
Чтобы создать модель Вселенной, нужно взять за основу ее структуру, а также ввести математические уравнения, описывающие действующие в ней силы. Однако структура Вселенной — одна из величайших загадок науки. По всей видимости, в ней существует большое количество холодной темной материи, которая не излучает свет и не задерживает его, поэтому кажется невидимой. Однако гравитационное взаимодействие темной материи можно измерить. Ученые также рассматривают так называемую темную энергию, которая, по всей видимости, заполняет пространство.
Расширение Вселенной вызвано именно антигравитационным эффектом темной энергии, которая, вместе с темной материей, составляет большую часть Вселенной.
На долю обычной материи приходится всего 4 %. Если исходить из этих предпосылок и использовать модель Большого взрыва, то результаты моделирования будут соответствовать результатам наблюдений. Мы можем смоделировать развитие Вселенной в течение миллиардов лет и, сравнив результаты моделирования с реальностью, понять, что именно мы наблюдаем в космосе.
Так как галактики располагаются не случайным образом, вероятность того, что в определенном объеме будет находиться галактика, определяется средней плотностью Вселенной и функцией корреляции двух величин. Эта функция корреляции описывает степень концентрации галактик во Вселенной в зависимости от того, в какой области Вселенной они находятся. Функции, используемые в статистических моделях, корректируются с учетом новых результатов наблюдений. Сегодня исследования в этой области достигли крайне высокого уровня, и в них рассматриваются самые разные модели.
Фрагмент модели распределения темной материи во Вселенной, составленной Консорциумом Девы. При моделировании было использовано свыше 10 тысяч частиц.
Изучив красное смещение спектров галактик, в 1986 году ученые обнаружили достаточно большие отклонения, свидетельствующие о концентрации массы, равной массе десятков тысяч галактик, расположенной на расстоянии 250 млн световых лет в направлении созвездий Гидры и Центавра. Эта гравитационная аномалия была названа Великим аттрактором, и в этой области Вселенной располагаются огромные древние галактики. Многие из них сталкиваются с близлежащими, в результате чего излучается множество радиоволн.
В 1989 году была открыта группа галактик под названием Великая Стена, удаленная на расстояние более 500 млн световых лет, имеющая 200 млн световых лет в ширину и всего 15 млн световых лет в глубину. В 2004 году было открыто еще одно пустое суперпространство в созвездии Эридана, известное как Реликтовое холодное пятно, или Суперпустота Эридана, расположенное на расстоянии почти 1 млрд световых лет от нас. Существует множество других примеров, подтверждающих, что Вселенная имеет пузырьковую структуру.
Результаты этих наблюдений следует использовать с осторожностью. Необходимо учитывать, что они могут содержать ошибки, а многое на самом деле происходит вовсе не так, как нам кажется. С помощью гравитационных линз мы можем видеть астрономические объекты вовсе не там, где они находятся на самом деле.
Сегодня астрономы работают над тем, чтобы получить изображения огромных участков звездного неба, которые помогут лучше понять эволюцию Вселенной. Для достижения значимых результатов необходимы очень большие выборки. Изучением устройства Вселенной занимаются несколько групп исследователей, которые с помощью новой информации смогут улучшить модели, применяемые сегодня.