Почему небо темное. Как устроена Вселенная
Шрифт:
Если оглянуться на историю космологии, еще в 1917 году Эйнштейн через обобщение уравнений ОТО ввел во Вселенную некую новую сущность (раздел 2.1). Речь идет о его -члене или о космологической постоянной, введение которой было равносильно признанию существования во Вселенной среды, создающей не притяжение, а отталкивание. Эта среда обладает энергией и плотностью и в принципе может давать заметный вклад в полную плотность Вселенной. Сам Эйнштейн, узнав о результатах Фридмана и Хаббла, от этого обобщения своих уравнений гравитации отказался, признав его, по свидетельству Гамова, своей самой большой ошибкой. (Вспомним, что он ввел этот член лишь для того, чтобы сделать свою модель Вселенной стационарной.) Но, как это иногда бывает, даже ошибки гениев могут оказаться важными достижениями науки.
В 1990-х годах несколько ученых попытались реанимировать -член. Впрочем,
Были и другие исследователи, обсуждавшие возможность ненулевой космологической постоянной, но эти работы не привлекли в то время особого интереса. Тем большей неожиданностью для большинства физиков стало открытие в 1998 году двумя группами исследователей ускоренного расширения Вселенной, означавшего, что > 0.
Формальная история этого открытия началась в 1988 году, когда под руководством Сола Перлмуттера (рис. 37) и Карла Пеннипакера в Национальной лаборатории Лоуренса в Беркли (США) была создана группа (ее сокращенное название SCP — Supernova Cosmology Project), основной целью которой было определение космологических параметров Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых типа Ia (см. раздел 2.2) [24] .
24
Вскоре после образования группы интересы Пеннипакера стали все больше смещаться в сторону образования. Он основал знаменитый международный образовательный проект «Hands-n Universe» и стал посвящать ему основное время.
Основная идея этого проекта состояла в том, что SN Ia обладают замечательным постоянством в максимуме блеска (см. рис. 23) и поэтому их можно использовать в качестве «стандартных свечей» — объектов, истинная мощность излучения которых известна, и которые, тем самым, можно использовать для точных оценок расстояний. Если пронаблюдать кривую блеска далекой сверхновой и найти ее видимую звездную величину в момент максимума блеска, то, сравнив эту величину с истинной светимостью, можно сразу найти расстояние до звезды. С другой стороны, расстояние до этой же звезды можно оценить по ее красному смещению и по задаваемой космологической модели. Сопоставив данные для множества сверхновых в широком диапазоне z , можно с разумной точностью оценить основные параметры Вселенной — значение постоянной Хаббла, плотность вещества, кривизну пространства.
Для того чтобы использовать сверхновую для космологических целей, нужно решить три наблюдательные задачи: 1) нужно ее обнаружить, 2) получить спектр и убедиться, что она относится к типу Ia, 3) построить кривую блеска, чтобы с хорошей точностью оценить ее блеск в максимуме. Открыть сверхновую можно и на небольшом телескопе, так как в максимуме блеска она может затмить излучение целой галактики, но вот для дальнейшего изучения потребуются крупные инструменты. И тут встает основная проблема — наблюдательное время на больших телескопах заказывается на полгода — год вперед, но ведь заранее никак не предугадать, когда же вспыхнет та сверхновая, для изучения которой этот инструмент понадобится! Блеск сверхновой нарастает очень быстро — если повезет, то до максимума блеска у наблюдателей есть лишь 1–2 недели, — и организовать за это время наблюдения на крупном телескопе почти невозможно.
Для решения этой проблемы Сол Перлмуттер предложил следующую стратегию. Вскоре после новолуния (Луна, засвечивая небо, делает невозможным наблюдения слабых далеких объектов) на относительно небольшом телескопе получают снимки нескольких десятков площадок на небе, включающих изображения множества галактик. Для увеличения числа объектов лучше наблюдать далекие скопления галактик. Затем, в начале следующего новолуния, то есть примерно через 3 недели, эти области снова наблюдают и с помощью автоматических процедур, сравнивающих изображения, выделяют появившиеся за это время точечные объекты. После исключения возможных дефектов изображений и следов космических частиц остаются кандидаты в сверхновые звезды. Эти кандидаты тут же начинают исследовать на крупном телескопе, время на котором было заранее заказано на нужные даты. Такой подход позволяет почти гарантированно, «по заказу» открывать новые сверхновые, причем, чем больше галактик попало в исследуемую область неба, тем больше вероятность открыть сверхновую.
Эффективность этой методики была наглядно продемонстрирована в 1992 году. Используя телескопы на Канарских островах (2.5-метровый телескоп для фотометрии площадок и 4.2-метровый — для спектроскопии), группа SCP открыла самую далекую на тот момент сверхновую на z = 0.458. С этим результатом «в кармане» группе стало легче добывать наблюдательное время на более крупных инструментах. Позднее поиск сверхновых производился на 4-метровых телескопах в Австралии и в Чили, а их спектральные наблюдения — на 10-метровом телескопе «Кеск». (С 1997 года наблюдениям подключился и космический телескоп «Хаббл».) В 1994 году у Перлмуттера и его команды были результаты наблюдений уже 7 открытых ими далеких сверхновых.
Надо заметить, что за последние сто лет специфика наблюдений на крупных оптических телескопах, да и работы астрономов в целом, изменилась очень сильно. Наблюдения уже не требуют таких подвигов, как во времена Слайфера (см. п. 2.1). Современный телескоп и его приборы — очень сложные устройства и астрономов, приезжающих на наблюдения в обсерваторию, обычно к ним даже не подпускают. Оптикой телескопов занимаются профессиональные оптики, аппаратурой — специалисты по приборам. Во время наблюдений астроном сидит в теплой комнате и следит за экранами мониторов — контролирует ход наблюдений, анализирует промежуточные результаты, принимает оперативные решения по изменению методики наблюдений. Зачастую автор наблюдательной задачи даже не приезжает в обсерваторию, так как он может принимать участие в наблюдениях по интернету, а вся работа телескопа обеспечивается сменным техническим персоналом или даже осуществляется полностью автоматически. В этих условиях основной ролью астронома является постановка интересной и осмысленной задачи, которую можно решить в ходе наблюдений.
Рис. 37. Сол Перлмуттер и Брайан Шмидт — организаторы групп, открывших в 1998 году ускоренное расширение Вселенной по наблюдениям далеких сверхновых звезд. Фото с сайтов supernova.lbl.gov и msowww.anu.edu.au.
Нарисованная почти идеальная картина относится к наблюдениям на больших телескопах, у которых диаметр главного зеркала составляет несколько метров. На небольших инструментах место старой, «слайферовской» романтики, конечно, еще осталось — астроному приходиться проводить всю ночь под открытым небом, вручную управляя телескопом и его аппаратурой. Однако и эта специфика стремительно уходит из профессиональной астрономии, так как даже совсем маленькие телескопы все чаще строят полностью автоматизированными.
Еще одна особенность современной астрономии — огромное количество необработанного наблюдательного материала, накопленного в электронных архивах наземных и космических обсерваторий или полученного в ходе разнообразных цифровых обзоров неба. Этот материал доступен через интернет, и он позволяет решать многие задачи, вплоть до открытия объектов нового типа, без проведения новых наблюдений.
В 1994 году была создана HZT (High-Z Supernova Team) — вторая группа по поиску далеких сверхновых. (Одним из стимулов для ее создания послужили успехи SCP по обнаружению SN на больших z .) Руководителем группы стал Брайан Шмидт (рис. 37), незадолго до этого защитивший диссертацию по сверхновым в Гарварде. Подобно SCP, группа Шмидта была интернациональной — в нее входили исследователи из США, Австралии, Европы и Южной Америки. Наблюдательная стратегия была схожа со стратегией SCP, и ее первым громким результатом стало открытие в 1995 году самой далекой сверхновой на z = 0.479.