VIVOS VOCO: В.Г. Сурдин, "Расширение Вселенной не остановится никогда"

ПОСКОЛЬКУ почти все вещество Вселенной сосредоточено в галактиках, которые объединены в крупные и мелкие скопления, для определения ее средней плотности необходимо знать массу этих скоплений, и желательно - поточнее. Самый надежный способ сделать это - измерить скорости движения галактик, входящих в скопления: чем быстрее движутся галактики, тем выше сила притяжения, действующая на них, тем больше масса скопления. Таким образом, измеряя скорости движения галактик, астрономы узнают не только о движении вещества во Вселенной, но и о его количестве. А объединенные данные укажут нам будущее Вселенной: например, прекратится ли когда-нибудь ее расширение и сменится ли оно сжатием.

К сожалению, пока не существует способа измерять скорости галактик поперек луча зрения наблюдателя: слишком они далеки и слишком малы их видимые перемещения. Зато есть надежный способ проводить измерения скорости галактик вдоль луча зрения: для этого используется эффект Доплера, т.е. изменение длины волны спектральных линий в голубую или красную сторону при движении источника света соответственно к наблюдателю или от него. Именно этот эффект помог 60 лет назад американскому астроному Хабблу открыть закон расширения Вселенной: красное смещение линий в спектрах галактик оказалось пропорциональным расстоянию до этих образований. Отсюда следует, что скорость удаления галактик друг от друга пропорциональна расстоянию между ними.

Однако позже закон Хаббла пришлось уточнить: не все галактики подчиняются ему, а лишь те, которые не испытывают взаимного тяготения. Если же несколько галактик расположены рядом и образуют гравитационно-связанное скопление, то их взаимные расстояния почти не меняются, но само скопление, подчиняясь закону Хаббла, удаляется от других таких же скоплений. Судьба Вселенной зависит от того, достаточно ли велика масса скоплений галактик, чтобы их взаимное притяжение со временем затормозило расширение Вселенной до полного прекращения и повернуло бы этот процесс вспять, т.е. к сжатию.

Однако измерить массу скоплений галактик - задача непростая. Как выяснили астрономы еще 40 лет назад, она обычно превышает сумму масс входящих в него галактик: кроме них в скоплении содержится еще какое-то вещество, которое астрономы называют "скрытой массой". Его природа пока не ясна, но известно, что масса велика: часто она намного превышает массу самих галактик. Поэтому неучет "скрытой массы" совершенно исказил бы наше представление о динамике Вселенной. Однако установить полную массу скопления, включая и "скрытую", в принципе можно: для этого необходимо измерить скорости движения входящих в скопление галактик. Их среднее значение укажет скорость скопления относительно нашей Галактики, а разброс скоростей отдельных галактик относительно среднего значения позволит определить, насколько сильно скопление притягивает своих членов. (Подобным же образом, измеряя скорость обращения спутников вокруг планет, астрономы узнают массу последних.)

Именно для этой цели уже несколько десятилетий проводятся измерения скорости движения галактик с использованием крупнейших телескопов мира. До сих пор данные накапливались медленно: ведь галактики очень далеки и мы получаем от них крайне мало света. Чтобы зарегистрировать спектр типичной галактики даже с помощью большого телескопа, требуются десятки минут, а порою и часы непрерывного наблюдения. Но такая возможность предоставляется не часто: хороших телескопов всегда меньше, чем хороших астрономов. Даже для очень важных программ на больших телескопах выделяется только несколько ночей в году. Поэтому до сих пор астрономы смогли измерить скорости лишь нескольких тысяч галактик, входящих в сотни скоплений. Для каждого скопления в среднем известны скорости лишь нескольких галактик, а этого явно недостаточно, чтобы определить массу скопления.

Особенно обидно то, что при наблюдении скопления, богатого галактиками, телескоп одновременно собирает свет от сотен входящих в него звездных систем и строит их изображения в своем фокусе, но в щель спектрографа попадает свет лишь одной галактики, тогда как остальные изображения остаются невостребованными. Десятки раз приходится наводить гигантский инструмент на одно и то же скопление, получая каждый раз спектр лишь одного его члена. По эффективности результата эта работа напоминает выстругивание спички из полена.

Чтобы повысить эффективность работы телескопов и приоткрыть тайны Вселенной, астрономы создали спектрограф нового типа, похожий на осьминога: его щупальцы-световоды, протягиваясь к изображениям множества галактик в фокусе телескопа, собирают их свет на щели спектрографа. Множество изображений выстраивается в ряд вдоль щели, и их спектры регистрируются одновременно, в течение одной экспозиции. Эффективность работы телескопа возрастает пропорционально числу "щупальцев" у спектрографа, а их много - у некоторых приборов более сотни! Один из этих "оптических осьминогов" - многоканальный спектрограф OPTOPUS - установлен на 3.6-метровом телескопе Европейской южной обсерватории (ЕЮО) в Ла-Силья (Чили). За 35 ночей наблюдений в период с 1989 по 1993 г. с его помощью были измерены лучевые скорости более чем 5600 галактик в 100 насыщенных ими скоплениях. Это столько же, сколько было измерено за всю предыдущую историю астрономии.

Собрав все данные, как новые, так и старые, группа астрономов ЕЮО под руководством П.Катгерта и А.Мазура смогла изучить движение галактик в 128 скоплениях, удаленных от нас вплоть до 1 млрд световых лет. Оказалось, что для 80 скоплений эти данные настолько полны, что позволяют надежно определить массу скоплений и принадлежность к ним конкретных галактик. Вопрос о принадлежности - довольно сложный. Того факта, что галактика видна на фоне скопления, еще недостаточно для того, чтобы отнести ее к данной группировке. Следует убедиться, что расстояние до нее соответствует расстоянию до скопления. А поскольку мерой расстояния в соответствии с законом Хаббла служит скорость галактики, о ее принадлежности к скоплению судят по отличию ее скорости от скоростей основной группы галактик скопления. Если оно невелико, то это можно отнести на счет взаимного движения галактик в группе и узнать по разнице скоростей их полную массу. Если же скорость галактики отличается от скорости скопления на величину, заметно превосходящую разброс скоростей его членов, то скорее всего эта галактика не входит в данное скопление.

Описанная здесь задача хорошо знакома биологам. Не всегда бывает просто разбить популяцию растений или животных на классы: иногда трудно решить, вписывается ли данный индивидуум в пределы изменчивости группы или выпадает из нее. Определенная доля произвола здесь неизбежна. Но чем больше особей (в нашем случае - галактик) изучено, тем проще и надежнее решается проблема их кластеризации, т. е. объединения в группы.

40 лет назад американский астроном Дж.Абель и его сотрудники, изучая фотографии неба, выделили "на глаз" несколько тысяч скоплений галактик. Все эти годы астрономов преследовали сомнения, насколько реальны эти скопления: не являются ли некоторые из них случайными флуктуациями видимого распределения галактик на небе. Теперь на основе пространственного распределения галактик астрономы ЕЮО заключили, что по крайней мере 90% скоплений Абеля - реальные скопления галактик.

Тем не менее около четверти изученных галактик не входят в скопления, а составляют отдельные маленькие группы или даже существуют как одиночки в пространстве между скоплениями. Очень важный результат - то, что средняя плотность Вселенной, вычисленная по данным измерения массы 128 скоплений, оказалась меньше критического значения, при котором расширение Вселенной в далеком будущем должно было бы постепенно прекратиться. Следовательно, если полученный результат в дальнейшем подтвердится, нынешнее расширение Вселенной не остановится никогда и скорость этого процесса в будущем практически не изменится.

Побочным, но тоже интересным результатом работы стало то, что богатые газом спиральные галактики предпочитают располагаться вдали от центров скоплений и при этом движутся более интенсивно, чем населяющие внутреннюю часть скоплений эллиптические галактики. Создается впечатление, что многие спиральные системы еще ни разу не пересекли ядра скопления и, следовательно, сами скопления динамически молоды, а их формирование еще не завершилось. Это согласуется с тем, что масса скоплений и средняя плотность Вселенной невелики: в такой Вселенной все динамические процессы протекают медленнее.

По материалам ESO Press Relеase PR 05/96 (9 February 1996)