Книга Космос. Все о звездах, планетах, космических странниках - Борис Пшеничнер

Детальный снимок небольшого участка пространства в созвездии Печь. Снимок был представлен 25 сентября 2012 г.

Нашу Галактику можно отнести к числу слабо взаимодействующих. Она испытывает гравитационное воздействие со стороны близких спутников — Большого и Малого Магеллановых Облаков. Влияние нашей Галактики на эти небольшие системы намного сильнее и драматичнее: проходя на близком расстоянии от неё, они разрушаются. Через несколько миллиардов лет Магеллановы Облака войдут в нашу Галактику и постепенно растворятся в ней.

Расширяющаяся Вселенная

Звёздное небо над головой долгое время было для человека символом вечности и неизменности. Лишь в Новое время люди осознали, что «неподвижные» звёзды на самом деле движутся, причём с огромными скоростями. В XX в. человечество свыклось с ещё более странным фактом: расстояния между звёздными системами — галактиками, не связанными друг с другом силами тяготения, постоянно увеличиваются. И дело здесь не в природе галактик: сама Вселенная непрерывно расширяется! Естествознанию пришлось расстаться с одним из своих основополагающих принципов, согласно которому все вещи меняются в этом мире, но мир в целом всегда одинаков. Это можно считать важнейшим научным событием XX в.

В 1929 г. американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил расширение наблюдаемого мира галактик. Оказалось, что галактики удаляются от нашей Галактики со скоростями в сотни километров в секунду. Более того, из наблюдений следовало, что чем дальше находится объект, тем с большей скоростью он от нас удаляется. Закон, по которому скорость удаления пропорциональна расстоянию, получил название закона Хаббла.

Однако это не означает, что наша Галактика является центром, от которого и идёт расширение. Наблюдатель в любой точке Вселенной должен увидеть ту же самую картину. Этот факт может быть проиллюстрирован следующим образом. Если на поверхности воздушного шарика нарисовать галактики и начать надувать его, то расстояния между изображениями будут возрастать, причём тем быстрее, чем дальше они расположены друг от друга. Разница лишь в том, что нарисованные на шарике галактики и сами увеличиваются в размерах, реальные же звёздные системы повсюду во Вселенной могут сохранять свои размеры, так как составляющие их звёзды и газ связаны между собой силами гравитации.

Компьютерная модель, показывающая структуру Вселенной. Жёлтым обозначена материя, чёрным — пустота, фиолетовым — наблюдаемая лишь косвенно загадочная тёмная материя. Каждая жёлтая точка — одна галактика, пятна покрупнее — скопления и сверхскопления галактик

Скопление галактик

Но если Вселенная расширяется, то сегодня мы видим её не такой, какой она была в прошлом. Миллиарды лет назад галактики располагались значительно ближе друг к другу. Ещё раньше отдельных галактик просто не могло существовать, а совсем близко к началу расширения даже мелкие небесные тела не вместились бы в том небольшом объеме, который тогда занимала вся наблюдаемая сейчас часть безграничной Вселенной. Сама эпоха, когда расширение Вселенной стартовало (момент этого «старта» часто называют Большим взрывом), удалена от нас примерно на 13–14 млрд. лет.

* * *

Гравитационные линзы

Гравитационными линзами называют объекты, которые своим полем тяготения заметно искривляют световые лучи, проходящие вблизи или сквозь них. Из-за этого изображение удалённого источника (звезды, галактики, квазара), свет которого проходит вблизи такого объекта, искажается или даже представляется в виде нескольких отдельных изображений.

В принципе любое тело способно «собирать» своим гравитационным полем параллельные лучи света в некотором фокусе подобно оптическим линзам (хотя, в отличие от обычной линзы, расстояние до такого фокуса будет очень большим и к тому же различным для лучей, проходящих на разном расстоянии от «линзы»). Но только астрономические объекты огромной массы типа звёзд, галактик или их скоплений могут создавать заметный эффект.

Дело в том, что порция светя — фотон формально может рассматриваться как частица, обладающая массой. Поэтому вблизи притягивающего тела траектория фотона должна отклоняться от прямой линии (даже в рамках ньютоновской физики). Этот эффект впервые был обнаружен английским астрофизиком Артуром Эддингтоном в 1919 г. по наблюдениям полного солнечного затмения: звёзды, которые были заметны вблизи края солнечного диска, оказались дальше от него, чем должны были быть, если бы свет от них распространялся по прямой. Угол, на который фотоны отклонялись в поле тяготения Солнца, в точности соответствовал предсказаниям теории относительности Эйнштейна — вдвое больше, чем по ньютоновской теории.

Сейчас известно множество надёжно установленных гравитационных линз. В основном наблюдаются квазары (особо мощные и сильно удалённые от нас активные ядра галактик), изображения которых «размножены» попадающими на луч зрения близкими галактиками. Почему квазары? Это одни из самых далёких и ярких объектов во Вселенной, а значит, наблюдать явление гравитационной линзы для них намного проще. Ведь чем дальше от нас находится объект, тем больше вероятность того, что на луче зрения попадётся какая-нибудь галактика.

В конце 1980-х гг. стали наблюдаться гравитационные линзы на скоплениях галактик. При этом было обнаружено, что изображения слабых голубых галактик, находящихся за линзирующим скоплением, имеют вытянутую дугообразную форму.

Если сквозь скопление видно много далёких галактик, то удаётся обнаружить эффект слабого гравитационного линзирования, который проявляется лишь в небольшом искажении формы галактик (изображения немного вытягиваются, и это можно обнаружить, измеряя степень и направление их вытянутости и усредняя по большому числу объектов). По этому эффекту удаётся измерить распределение плотности вещества внутри скопления.

Наблюдаемая структура Вселенной определяется тем, что астрономические тела обладают тенденцией группироваться в огромные системы. Звёзды могут образовывать пары, входить в состав звёздных скоплений или ассоциаций. Крупнейшими объединениями звёзд являются галактики. Но и они редко наблюдаются как одиночные. Более 90% ярких галактик входят либо в небольшие группы, содержащие лишь несколько крупных членов (такова, например, Местная группа галактик), либо в скопления, в которых их насчитываются многие тысячи.