Стивен Маран - Астрономия для "чайников"

• Название: Астрономия для "чайников"
• Автор: Стивен Маран
• Издательство: Диалектика
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 2004
• ISBN: 5-8459-0612-1

В этой книге в простой и доступной форме излагаются основы астрономических знаний. Вы совершите увлекательное путешествие по Вселенной и узнаете, как определять планеты и звезды, как исследовать солнечную систему, Млечный Путь и Вселенную за его пределами, что такое Большой Взрыв, квазары, антиматерия и многое другое, как присоединиться к Программе поиска внеземного разума (SETI). Вам станет понятнее смысл современных исследований Космоса. Вы также узнаете, с чего начать при наблюдении неба и какое оборудование для этого необходимо.

Книга предназначена для широкого круга читателей.

---

Зонд исследования микроволновой анизотропии NASA (Microwave Anisotropy Probe — MAP) предназначен для составления карты микроволнового фона по всему небу, причем более точной, чем все предыдущие. (Анизотропия — это отличие пространства по физическим свойствам, таким как температура и плотность, в одном направлении, от аналогичных свойств в другом направлении.) Это будет самое тщательное (изо всех, проводившихся когда-либо) исследование вопросов о расширении Вселенной, ее формы и ее судьбы — будет ли она расширяться вечно или гравитация в конце концов остановит расширение и приведет к сжатию.

 О ходе выполнения проекта MAP можно узнать на Web-сайте по адресу map.gsfс. nasa.gov.

Источники формирования галактик

Космический микроволновой фон (слабый шелест излучения, оставшегося от Большого Взрыва) — это фотография Вселенной в возрасте примерно 300 тысяч лет. До этого времени "туман из электронов" окутывал юную Вселенную и излучение, порожденное Большим Взрывом, не могло свободно выходить в пространство. Оно снова и снова поглощалось и рассеивалось этими отрицательно заряженными частицами.

А в возрасте примерно 300 тысяч лет Вселенная остыла достаточно для того, чтобы электроны объединились с атомными ядрами. И когда произошло это объединение, поглощающий туман рассеялся. И свет, который излучала Вселенная в возрасте 300 тысяч лет, мы сегодня регистрируем как микроволны и излучение дальней инфракрасной области спектра.

Когда космический микроволновой фон впервые обнаружили в 1960-х годах, казалось, что у него по всему небу совершенно одинаковая температура. Не было видно никаких пятен, которые были бы хоть немного горячее или холоднее. И это было непонятно, потому что незначительные колебания температуры необходимы для объяснения того, как во Вселенной из однородного "бульона" частиц и излучения в конце концов образовались галактики, звезды и планеты.

Согласно теории, юная Вселенная не была абсолютно однородной. Должны были существовать места с чуть более высокой и чуть более низкой плотностью (ведь и в каше бывают комки), где больше или меньше атомов в расчете на кубический сантиметр соответственно. Это и есть те "семена", источники, вокруг которых начала накапливаться материя и возникли галактики. И эти колебания плотности сегодня должны наблюдаться в виде незначительных колебаний температур космического микроволнового фона.

В 1992 году спутник NASA для исследования космического фона (Cosmic Background Explorer), который измерил температуру микроволнового фона с небывалой точностью, получил сенсационные результаты: он обнаружил горячие и холодные пятна в космическом микроволновом фоне.

На самом деле обнаруженные температурные колебания очень незначительны — меньше чем на десятитысячную долю градуса по Кельвину выше или ниже средней температуры, равной 2,73 °К. Тем не менее эти "космические неровности" достаточно велики для того, чтобы послужить причиной формирования структур во Вселенной.

Постоянная Хаббла и возраст Вселенной

Каков возраст Вселенной? После многолетних ожесточенных споров некоторые астрономы пришли к выводу, что они установили это число — с точностью примерно 10 %. По их оценкам, Вселенной или около 12, или около 13,5 миллиарда лет. Первая цифра означает, что Вселенная будет расширяться вечно, но все медленнее и медленнее, а вторая — что какая-то таинственная сила ускоряет расширение Вселенной (см. раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" выше в этой главе)[39].

Насколько быстро движутся галактики?

Оценки возраста Вселенной в значительной степени зависят от числа, которое занимало астрономов в течение десятилетий, — это постоянная Хаббла, представляющая собой скорость расширения Вселенной в настоящее время. Поиски этого числа начались в 1929 году, когда астроном Эдвин Хаббл обнаружил доказательства того, что мы живем в расширяющейся Вселенной. В частности, он сделал замечательное открытие: все далекие галактики (находящиеся за пределами Местной Группы Галактик, о которой говорилось в главе 12), похоже, удаляются от нашей родной галактики, Млечного Пути.

При этом Хаббл обнаружил, что чем дальше галактика, тем быстрее она удаляется. Представим, например, две галактики, одна из которых в 2 раза дальше от Млечного Пути, чем другая. Так вот: галактика, которая в 2 раза дальше, удаляется в 2 раза быстрее. (По общей теории относительности Эйнштейна сами галактики не движутся; расширяется ткань пространства, в которую они включены.) Это соотношение называется законом Хаббла.

 Коэффициент, связывающий расстояние до галактики со скоростью ее удаления, называется постоянной Хаббла и обозначается Н0. Другими словами, скорость удаления галактики равна H0, умноженной на расстояние до галактики. Таким образом, Н0 выражает собой степень скорости расширения Вселенной и, следовательно, определяет ее возраст.

 Постоянная Хаббла измеряется в километрах в секунду на мегапарсек. (Один мегапарсек равен 3,26 миллиона световых лет.) После многолетних исследований астрономам с помощью телескопа "Хаббл" (обсерватория, находящаяся на орбите Земли и названная в честь Эдвина Хаббла) недавно удалось установить значение постоянной Хаббла. Они сообщили, что она примерно равна 70 (км/с)/Мпс. Это означает, что галактика, находящаяся на расстоянии примерно 30 мегапарсеков (около 100 миллионов световых лет) от Земли, удаляется от нас со скоростью 2100 км/с.

Непостоянная постоянная?

 Но постоянная Хаббла на самом деле может вовсе и не быть постоянной. Причины этого следующие: взаимное гравитационное притяжение галактик могло замедлить расширение, которое началось после Большого Взрыва, или какая-то таинственная космическая энергия недавно его ускорила. Скорость расширения в прошлом могла быть другой. Аналогично, величина, обратная постоянной Хаббла, (т. е. 1/H0), — так называемый хаббловский возраст (Hubble age) — может указывать на возраст Вселенной, если с момента Большого Взрыва скорость расширения была постоянной.

Ученые вычисляют величину Н0 делением скорости движения галактик на расстояние до них. Скорость получить просто: астрономы анализируют длины световых волн, излучаемых или поглощаемых галактикой. Свет от объекта, который удаляется от Земли, смещается в красную область спектра, т. е. в область больших длин волн. Чем больше красное смещение, тем быстрее удаляется от нас галактика.

А вот измерить расстояние до галактики гораздо труднее.

Чтобы точно измерить скорость расширения Вселенной, астрономы должны оценить расстояние до очень отдаленных галактик, находящихся на расстоянии 600 миллионов (или больше) световых лет от Земли. На меньших расстояниях расширению частично противодействует гравитационное притяжение галактик, которые находятся сравнительно недалеко от Млечного Пути.

Но у астрономов нет абсолютно надежного способа непосредственного измерения расстояний до отдаленных галактик. Вместо этого им приходится довольствоваться разнообразными косвенными методами. Делая калибровку расстояния до соседних галактик, а затем двигаясь дальше, шаг за шагом, к более отдаленным галактикам, астрономы постепенно, по кусочкам, составляют "измерительную линейку" для Вселенной.

Как измеряют расстояния до галактик

Для большинства стратегий измерения расстояния требуется нечто вроде стандартной свечи, космического эквивалента электрической лампочки известной мощности.

Предположим, вы считаете, что вам известен истинный блеск, или светимость, звезды определенного типа. Свет от отдаленного источника тускнеет пропорционально квадрату расстояния. Поэтому степень тусклости этой звезды в далекой галактике показывает, насколько эта галактика далека.

Желтые пульсирующие звезды, которые называют переменными цефеидами (Cepheid variables), остаются одними из самых надежных "стандартных свечей" для оценки расстояния до сравнительно близких галактик (см. главу 12). Блеск этих молодых звезд периодически увеличивается и уменьшается.

В 1912 году Генриетта Ливитт из обсерватории Гарвардского колледжа обнаружила, что скорость изменения цефеидами их блеска непосредственно связана с их истинной светимостью. Чем дольше этот период (изменения блеска), тем больше светимость.

Сверхновые типа Iа (см. выше в этой главе раздел "Темная энергия: расширение ускоряется?" и главу 11) — это еще один тип "стандартной свечи". Поскольку сверхновые намного ярче цефеид, их можно увидеть в гораздо более далеких галактиках. В недавних исследованиях по вычислению постоянной Хаббла использовались оба этих типа "свечей", а также два других типа калибраторов.