Общее представление о галактиках
Вскоре после того, как астрономы вслед за Галилеем стали использовать телескопы для исследований, их внимание привлекли многочисленные светлые туманные пятна, которые были видны в одних и тех же участках звездного неба. Они получили название туманностей, отчасти за внешний вид, отчасти от того, что их природа была непонятна, туманна. Впоследствии астрономы обнаружили, что у некоторых из них спиральная форма.
В 1924 году в США, в обсерватории, расположенной на горе Маунт Вилсон, был построен телескоп-рефлектор, у которого диаметр главного зеркала достигал 2,5 м. Эдвин Хаббл (1889 ‒ 1953) с его помощью стал исследовать туманность, находящуюся в созвездии Андромеды. Он обнаружил, что она представляет собой огромное скопление звезд.
Хаббл разработал метод, позволяющий определять расстояние до подобных небесных объектов. По его оценкам, расстояние до туманности Андромеды в несколько раз превышало размеры Нашей Галактики. Стало ясно, что она представляет собой такую же звездную систему, как и галактика Млечный Путь.
Исследование других туманностей показало, что они не являются облаками пыли, которые светятся отраженным светом, как думали раньше. Они и не облака разреженного газа. Туманности – гигантские звездные системы, которые находятся от нас на громадных расстояниях.
Галактика – система, состоящая из звезд, межзвездного газа, космической пыли, связанная в единое целое гравитационными силами.
В начале 1990-х годов с помощью телескопа, который установлен на космической станции и в честь великого астронома получил имя «Хаббл», были получены многочисленные изображения далеких космических просторов. Они показали, что во Вселенной существуют сотни миллиардов галактик.
Наблюдаемая нами область Вселенной ‒ это, прежде всего, мир галактик.
Совокупность галактик всех типов и межгалактической среды образует Метагалактику.
Метагалактика ‒ часть Вселенной, которая доступна исследованию астрономическими средствами.
МОДЕЛЬ РАСШИРЯЮЩЕЙСЯ ВСЕЛЕННОЙ
Релятивистская модель Вселенной
В 1917 году Альберт Эйнштейн предложил модель Вселенной на основании общей теории относительности. Он считал, что Вселенная стационарна, т.е. расстояния между космическими объектами не изменяется со временем. Например, стационарной во времени является Солнечная система. Разумеется, планеты движутся, их расстояние от Солнца с течением времени меняется, поскольку их траектории – эллипсы. Однако расстояние от планеты до Солнца циклически повторяется.
В масштабах Вселенной господствует гравитационная сила, которая связывает ее в единое целое. Но она ‒ сила притяжения. Возникает вопрос, почему же Вселенная до сих пор не стянулась в единый сплошной сгусток материи? Чтобы разрешить эту проблему, Эйнштейн допускал в своей космологической модели, что существует некая отталкивающая сила, которая и придает Вселенной стационарность.
Эйнштейн считал, что Вселенная безгранична, но при этом конечна в пространстве. Чтобы это легче понять, представим себе шар. Двигаясь по его поверхности, мы нигде не найдем границ, хотя объем и поверхность любого шара конечны. Таким образом, безграничность и бесконечность ‒ это разные понятия.
Закон Хаббла
В 1912 году американский астроном Весто Слайфер (1875 – 1969) обнаружил эффект «красного смещения» в спектрах галактик. Вспомним, что атомы каждого химического элемента излучают и поглощают электромагнитные волны определенного набора длин и частот, и этот набор для каждого элемента уникальный, особенный. Иными словами, у каждого элемента свой спектр излучения и поглощения. Причем, каждая линия спектра соответствует определенной длине электромагнитной волны и, соответственно, определенной частоте. Спектр излучения представляет собой совокупность светлых полос на фоне радуги, а спектр поглощения – совокупность соответствующих темных полос на том же фоне. Эти закономерности позволяют с помощью спектрального анализа исследовать химический состав светящихся объектов, например, горячего металла, что важно в металлургии. Не удивительно, что такой мощный метод исследования, как спектральный анализ, нашел в астрономии широчайшее применение.
Итак, Слайфер обнаружил, что спектральные линии в спектрах галактик смещены к красному концу спектра по сравнению с такими же линиями, которые излучают земные источники света.
Сравнение спектра Солнца с тёмными линиями поглощения со спектром движущейся звезды. Смещение спектральных линий позволяет вычислить скорость звезды и направление её движения.
Изображение: «Наука и жизнь»
В 1929 году Хаббл сравнивал расстояния до галактик и их «красные смещения» и обнаружил закономерность.
«Красные смещения» в спектрах галактик прямо пропорциональны расстояниям до галактик.
Эта закономерность получила название закона Хаббла. Он дал астрономии мощный метод определения расстояния до галактик.
У этого закона очень скоро появилось объяснение: «красное смещение» есть проявление эффекта Доплера.
Эффект Доплера
В 1842 году австрийский физик Христиан Доплер (1803 – 1853) обнаружил эффект. Если источник волн движется по отношению к наблюдателю, то длина волны и частота изменяются. Если источник волн к наблюдателю приближается, то длина волны уменьшается, а частота увеличивается. И наоборот. Если источник волн удаляется от наблюдателя, то длина волны увеличивается, а частота уменьшается.
Например, если поезд приближается к нам, высота звука (т.е. частота звуковых колебаний) повышается, и наоборот. Так можно по изменению высоты звука определить, как движется поезд по отнощению к нам. А по тому, насколько скоро она меняется, можно даже судить, как быстро движется поезд.
Такая же закономерность справедлива и для света. И она позволяет по спектру определить, как звезда движется по отношению к нам.
Итак, «красное смещение» в спектрах галактик было истолковано как проявление эффекта Доплера. Иными словами, астрономы пришли к выводу, что галактики разбегаются, а вся Вселенная расширяется.
Традиционно он записывается в следующей форме:
v = H r
где v – скорость удаления галактики от нас,
r – расстояние до нее,
H – постоянная Хаббла.
Современное значение постоянной Хаббла составляет
.
Иными словами, скорость разбегания галактик увеличивается на 75 км/с на каждые миллион парсек[3].
По современным представлениям, Вселенная расширяется, галактики удаляются друг от друга, хотя сами галактики в размерах не увеличиваются.
Гипотеза «старения фотона»
Вскоре после открытия Слайфера ему было дано иное толкование. Фотон, частица света, проходя огромные расстояния, теряет энергию, что вполне логично. А, следовательно, частота, которая ему соответствует, должна уменьшаться, а длина волны ‒ увеличиваться. Действительно, по формуле Планка, энергия фотона равна
E = hν.
h – величина постоянная, поэтому в соотношении между E и ν ее учитывать не следует. Если энергия фотона Е уменьшается, то частота ν тоже должна уменьшаться и, соответственно, длина волны увеличиваться, что и обнаружил Слайфер. Если «красное смещение» есть результат «старения фотона», то никакого разбегания галактик не происходит, и Вселенная оказывается стационарной.
ТЕОРИЯ БОЛЬШОГО ВЗРЫВА
Гипотеза Гамова
Если принять гипотезу разбегания галактик, то возникает вопрос: когда этот процесс начался, ведь он должен иметь начало во времени. На этот вопрос дает ответ гипотеза Большого взрыва. Ее предложил в 1948 году Георгий Антонович Гамов (1904 – 1968) , американский физик, который в 1933 году эмигрировал из Советского Союза. По этой гипотезе, приблизительно 15 млрд. лет тому назад вся материя Вселенной была сосредоточена в сгустке материи ничтожного размера, сопоставимого с размером атома. У него была чудовищная плотность порядка ρ ≈ 1093 г/см3 и температура приблизительно Т = 1032 К. Такое состояние материи получило название сингулярности. Произошел Большой взрыв, первотолчок, который явился рождением Вселенной.
Первые секунды Вселенной
Согласно гипотезе, Вселенная стала стремительно расширяться. Увеличение ее размеров повлекли за собой такое же стремительное уменьшение плотности и температуры. Значительные изменения во Вселенной происходили в течение секунд и даже ничтожных долей секунды.
В конце первой секунды температура опустилась до 1010 К. В пространстве хаотически перемещались различные элементарные частицы: тяжелые протоны и нейтроны, легкие электроны, фотоны и нейтрино.
Реликтовое излучение
В первые сотни тысяч лет существования Вселенной фотоны – частицы света – не могли свободно перемещаться в пространстве, потому что были связаны с протонами и нейтронами. Вселенная была непрозрачной. Через 380 000 лет после Большого взрыва ее температура понизилась до 3 000 К. При таких условиях протоны и нейтроны стали объединяться в ядра атомов, а фотоны перестали с ними взаимодействовать и стали свободно распространяться по Вселенной, и она стала прозрачной. Это освобождение фотонов было предсказано Гамовым и получило название реликтового, т.е. древнего излучения. Полтора десятка лет ученые безуспешно пытались его обнаружить.
В 1964 году американские астрофизики Арно Пензиас (род. 1933) и Роберт Вилсон (род. 1941) из города Холмдейла готовили к началу работы радиометр – устройство для связи со спутниками. Долгое время они не могли избавиться от радиопомех. Отчаявшись, они обратились к теоретикам из соседнего Принстона. И получили неожиданный ответ: радиопомехи – ни что иное как реликтовое излучение. Ученые из Принстонского университета были весьма разочарованы, ведь они как раз построили установку для поиска этого излучения и уже готовили ее к работе. И Нобелевскую премию по физике получили именно Пензиас и Вилсон, которые открыли реликтовое излучение, не ставя перед собой такой задачи.
Микроволновое излучение равномерно заполняет всю Вселенную. Если бы человеческий глаз был способен воспринимать микроволны, мы бы видели повсюду ярко пылающее небо. Считается, что это свечение и есть реликтовое излучение.
Разбегание галактик и реликтовое излучение – наиболее сильные аргументы в пользу гипотезы Большого взрыва.
Избыток протонов
В первичном веществе протоны значительно преобладали над нейтронами. Поэтому после образования ядер атомов остались свободные протоны. Они образовали водород, благодаря которому появились звезды, в том числе, и наше Солнце, вода, жизнь, человечество. Таким образом, начальные моменты Вселенной определили ее последующую эволюцию.
Рождение и эволюция галактик
Ньютон рассчитал, что вещество, равномерно рассеянное по бесконечному пространству, не смогло бы образовывать отдельные тела. Но в однородной Вселенной стали появляться случайные сгущения вещества. Они становились центрами притяжения, к которым под влиянием гравитации присовокуплялись окружающие более мелкие образования. Эта идея Ньютона явилась краеугольным камнем современных космогонических теорий.
Через 1 млрд. лет после рождения Вселенной стали появляться галактики и звезды. В веществе возникали флуктуации плотности – отклонения от среднего значения. Силы тяготения внутри подобных областей проявляют себя более значительно, чем за их пределами. Внутри этих образований плотность вещества возрастала. Эти уплотнения постепенно превратились в галактики, а впоследствии и в отдельные звезды.
Что такое расширение Вселенной?
Не следует уподоблять Большой взрыв бомбе, разорвавшейся в центре Вселенной. Это было резкое расширение самого пространства, которое скорее напоминало стремительное надувание воздушного шара. Расширение пространства коренным образом отличается от расширения в пространстве.
Представим себе воздушный шар, на котором краской нарисованы пятна. Они символизируют галактики. Если шар надувать, его поверхность будет увеличиваться, а вместе с ней будет возрастать расстояние между пятнами.
Квазары
Мы наблюдаем далекие небесные тела с тем бóльшим опозданием, чем дальше они от нас расположены. Мы видим космические объекты на окраине Метагалактики такими, какими они были миллиарды лет назад.
Квазары – квазизвездные источники радиоизлучения. Это самые удаленные от нас объекты, а значит, и самые старые из видимых нами. Их светимость колоссальна. Квазары обладают ничтожной протяженностью, по космическим меркам, не больше Солнечной системы в поперечнике. Однако в радиодиапазоне они излучают столько энергии, сколько несколько галактик. Среди близких галактик подобных объектов нет.
[1] Телескоп-рефрактор состоит из системы линз. Главной частью телескопа-рефлектора является вогнутое зеркало.
[2] Угловая скорость показывает, на какой угол вращающееся тело поворачивается за определенный промежуток времени. Точки колеса, находящиеся на разном расстоянии от центра, при вращении проходят разные расстояния, т.е. движутся с разными линейными скоростями. Однако все точки колеса (кроме центральной) за одно и то же время поворачиваются на один и тот же угол, т.е. их угловая скорость одинаковая.
[3] Парсек (параллакс-секунда) – расстояние, на котором годичный параллакс земной орбиты (т.е. угол, под которым видна большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно лучу зрения) равен одной секунде. 1 пк = 206 265 а.е. = 3,08·1016 м = 3,26 св. г.