Все о космосе

Черные и белые дыры

Однажды я видел, как фокусник, показав зрителям монету, спрятал ее в кулак. Затем он пригласил желающего из публики подойти к нему и сильно сжать его кулак. «Крепче, еще крепче»,— говорил фокусник, и зритель старался изо всех сил. Наконец фокусник раскрыл ладонь, но монеты в ней не оказалось. Приходилось верить, что монета в результате сжатия исчезла, перестала существовать. Конечно, через несколько минут она вновь появилась: фокусник ловко вытащил ее из уха ассистента. Это один из многих трюков, в которых кажется, что тело исчезает, с тем чтобы появиться в нужный момент в каком-то другом необычном месте.

Любопытно, что природа также проделывает подобные фокусы, но вместо малых тел она, подвергая сжатию, заставляет исчезать звезды, в несколько раз более массивные, чем Солнце. По мнению некоторых ученых, звезда, сжатая так, что становится невидимой для внешнего наблюдателя, может снова появиться спустя какое-то время где-нибудь в удаленной части Вселенной или, возможно, даже в некой иной Вселенной. Когда природа подвергает сжатию тела, она не обманывает как фокусник — она делает это всерьез. Чтобы увидеть, как природа проделывает свои фокусы и что за ними следует, рассмотрим образование «черной дыры»— крошечной, непостижимо плотной звезды, из которой ни вещество, ни свет не могут выбраться наружу. Следует заметить, что ученые рассматривают черную дыру всего лишь как, возможно, промежуточную стадию на пути к завершению сферического гравитационного коллапса, или исчезновения тела в том, что они называют «сингулярностью». Сингулярность представляет собой область пространства-времени, где бесконечно сильные гравитационные поля до неузнаваемости деформируют вещество и излучение, при этом сфера сжимается в точку с нулевыми размерами и объемом, а вещество и энергия исчезают в результате сжатия. Сингулярность, согласно мнению некоторых ученых, дает природе возможность напомнить нам, что известные физические законы не согласуются с действительностью, может быть, потому, что в одних случаях мы забываем об ограниченности области их применения, а в других просто действуют новые законы. Иные ученые, напротив, считают, что в случае черной дыры сингулярность исключается: поскольку для достижения гравитационного радиуса необходимо бесконечное время, а Вселенная охватывает конечный промежуток времени, то черной дыре не хватит времени, чтобы достигнуть сингулярности. Но подробнее об этой гипотезе и ее тонкостях мы поговорим позже.

Для иллюстрации того, что происходит с пространством-временем при возникновении сингулярности, приведем такой пример. Представим себе тонкую резиновую пленку, натянутую на большой каркас. Допустим, что эта пленка изображает некоторый уголок Вселенной. Если взять шар и поместить его в центр пленки, то шар чуть-чуть опустится и растянет пленку, деформируя ее. Под тяжестью более массивного шара пленка провиснет глубже и деформация будет сильнее. Более тяжелый шар опустится еще ниже и деформирует пленку еще больше. Наконец, если шар обладает почти бесконечным весом и мы предполагаем, что резиновая пленка не может разорваться, шар опустится почти на бесконечное расстояние от каркаса, поддерживающего пленку. Если в это мгновение в резиновой пленке появится крошечная дырка, шар проскользнет в нее и отделится от пленки. После того как давление на пленку исчезнет, она вернется к своему первоначальному состоянию и снова станет плоской. Силы гравитационного натяжения освободят пространство-время, а шар фактически покинет нашу Вселенную. Где же он окажется теперь? Эту ситуацию мы рассмотрим ниже.

Концепция массивных тел, «удерживающих» свет так, что он не может от них оторваться и уйти прочь, впервые была выдвинута в 1795 г. Пьером Симоном Лапласом, который показал, что объект размерами с земную орбиту и с плотностью Земли оказался бы столь массивным, что свет не мог бы уйти от его поверхности. Подобный объект оказался бы невидимым для удаленного наблюдателя.

Чтобы понять, как возникают такие объекты, начнем со звезд, которые приближаются к концу своей долгой жизни и вступают в финальную стадию, завершающую их жизнедеятельность. Как мы видели, нормальные звезды с массами меньше 1,2 массы Солнца в итоге сжимаются до размеров белых карликов и излучают оставшуюся энергию в течение необычайно длительного времени, в конце концов заканчивая свой путь в виде массивных плотных темных шлаков, носящихся в безбрежных пространствах Вселенной.

Если масса звезды больше, чем 1,2 массы Солнца, то в некоторых случаях возникает неустойчивость: во время взрыва сверхновой выбрасывается довольно массивная оболочка, а оставшееся тело оказывается нейтронной звездой, свойства которой поражают наше воображение. Наконец рассмотрим звезду, масса которой в два раза превышает солнечную. Эта звезда может взорваться, как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, все еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Ученые полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры. Они считают, что с. окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остается один неизбежный путь — путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего ее в невидимую черную дыру.

Хотя картина, которую мы нарисовали, дает весьма малоубедительный ответ на одну из труднейших для понимания проблем, попытаемся все же рассмотреть подробнее возможность реализации коллапса, насколько это позволяют специальные математические формулы и фундаментальные положения физики. Чтобы лучше понять теорию коллапса, обратимся к истории.

В 1939 г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в черную дыру. Если, например, невращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься, то она сначала сжимается до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже ничто не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе. Чему же равен гравитационный радиус? Строгое математическое уравнение показывает, что для тела с массой Солнца гравитационный радиус равен почти 3 км, тогда как для системы, включающей миллиард звезд,— галактики — этот радиус оказывается равным расстоянию от Солнца до орбиты планеты Уран, то есть составляет около 3 млрд. км.

Вскоре после того, как Оппенгеймер и Снайдер начали свое исследование, вспыхнула вторая мировая война; исследование так и осталось в зачаточном состоянии и не возобновилось после войны. Однако в 1963 г. на горизонте астрономии внезапно появился новый класс объектов — квазизвездные радиоисточники, квазары. По необычайно большому красному смещению спектральных линий в их спектрах астрономы установили, что они расположены на огромных расстояниях от Земли — порядка миллиардов световых лет. Это означало, что, по-видимому, объекты излучают фантастически большое количество энергии. Не входя в детали (мы опишем их подробнее в последней главе), отметим, что одна из возможностей объяснить такое обилие энергии заключалась в предположении о гравитационном коллапсе гигантской звезды или скопления звезд. Астрономы считали, что единственным подходящим механизмом, который объяснил бы эти колоссальные выбросы энергии, может быть гравитация.

Таким образом, идея гравитационного коллапса завладела умами ученых самых различных специальностей и вызвала лавину блестящих работ, посвященных этой проблеме. Сегодня, спустя более десяти лет, ученые уже разобрались в некоторых аспектах данной проблемы и увидели слабые места и недостатки ранних теорий, выводы из которых были в высшей степени гипотетичны.

Каковы же физические свойства «черных дыр» и как ученые предполагают обнаружить эти объекты? В самом деле, где следует искать столь необычные «штучки»? Многие ученые раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких объектов.

Само название — черные дыры — говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путем удалось оказаться вблизи черной дыры и направить в сторону от ее поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля черной дыры и покинуть ее поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным' горизонтом событий. Она представляет собой   границу черной дыры.

Ученые отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках законов тяготения Ньютона. Вблизи поверхности черной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы перестают здесь действовать. Их следует заменить; законами общей теории относительности Эйнштейна. Очень интересно проследить, как проявляются эти новые законы.

Согласно одному из трех следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красябе смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звезды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику — спутнику Сириуса А, — лишь слегка смещается в красную область спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра. Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате ее сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она невидима, то как же мы можем ее обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос, ученые прибегают к искусным уловкам.

Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить черную дыру. Начнем с того, что, когда черная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые   могли бы пересекать пространство со скоростью света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности на значительных расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло бы приходить от звезд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь все меньше и меньше, она будет вращаться все быстрее, сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость, движения на ее экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Дж. Вебер установил ловушки гравитационных волн в Аргонской национальной лаборатории вблизи Чикаго и в Мэрилендском университете. Они состояли из массивных алюминиевых цилиндров, которые должны были колебаться, когда гравитационные волны достигнут Земли. Используемые Вебером детекторы гравитационного излучения реагируют как на высокие (1660 Гц), так и на очень низкие (1 колебание в час) частоты. Для детектирования последней частоты используется чувствительный гравиметр, а детектором является сама Земля. Собственная частота квадрупольных колебаний Земли равна одному колебанию за 54 мин.

Все эти устройства должны были срабатывать одновременно в момент, когда гравитационные волны достигнут Земли. Действительно, они срабатывали одновременно. Но к сожалению, ловушки включались слишком часто — примерно раз в месяц, что выглядело весьма странно. Возможно, со временем эта странная ситуация прояснится, будут зарегистрированы чистые гравитационные волны и удастся обнаружить сигнал от звезды, находящейся в стадии гравитационного коллапса. Некоторые ученые считают, что хотя опыты Вебера и полученные им результаты интересны, но они недостаточно надежны. По этой причине многие относятся весьма скептически к идее детектирования гравитационных волн.

Вебер указывает даже направление прихода гравитационных волн. Он полагает, что они могли бы приходить от центра, или ядра, Млечного Пути. Однако следует четко представлять себе, что это направление нельзя определить однозначно. Гравитационные волны могли бы приходить как от галактического ядра, так и с противоположного направления. Сложившаяся ситуация особенно интересна тем, что в этом направлении расположена Крабовидная туманность, в центре которой, как мы увидим в следующей главе, находится пульсар.

Как отмечал Дайсон (из лаборатории «Белл»), который скептически относится к результатам Вебера, последний смог бы зарегистрировать гравитационные волны, для генерации которых потребовалось бы невероятно большое количество энергии. По оценкам Дайсо-на, это должно быть эквивалентно полному превращению в энергию тела с массой Солнца. В принципе законы природы не исключают таких превращений. Однако каждое подобное превращение должно сопровождаться излучением энергий в широком диапазоне частот — от рентгеновских лучей до радиоволн. Пока вспышек такого излучения не обнаружено.

Советскими учеными предложен еще один метод, основанный на детектировании электромагнитного излучения в широкой полосе спектра, которое должно возникнуть при падении вещества на черную дыру. Как подчеркивают эти исследователи, излучение испускается не отдельными частицами, а целым газовым облаком, когда оно сжимается и нагревается до 100 млрд. К, закручиваясь в воронку вокруг черной дыры. Этот эффект обусловлен активностью в областях, лежащих несколько выше гравитационного радиуса, и, следовательно, излучение этих областей может покидать черную дыру.

Разрабатываются и другие способы обнаружения черных дыр. Так, Кип С. Торн отмечает, что невидимые спутники некоторых звезд могут быть обнаружены по движению этих звезд. Данный метод используется для обнаружения невидимых больших планет, которые, как считают, обращаются по орбитам вокруг ближайших звезд. Было найдено, что спектральные линии в спектрах ряда звезд периодически смещаются из-за движения взад-вперед по лучу зрения оптической звезды, обращающейся вокруг центра тяжести двойной звездной системы. Среди 800 звезд, у которых обнаружены подобные смещения спектральных линий, нашлось около десятка, смещение линий которых указывает на существование более массивной невидимой звезды; массы невидимых компонентов составляют 1,4—25 масс Солнца. Невидимые компоненты с такими массами, очевидно, должны быть либо нейтронными звездами, либо черными дырами (массы нейтронных звезд при этом не превышают трех масс Солнца). Если они являются нейтронными звездами, мы должны обнаружить испускаемое ими рентгеновское излучение. Если же это черные дыры, мы можем обнаружить их только по каким-либо вторичным эффектам.

В некоторых тесных двойных системах может реализоваться ситуация, когда одна звезда оказывается обычной, а вторая — черной дырой. В таком случае вещество обычной звезды будет втягиваться в черную дыру и падающий газ будет разогреваться за счет столкновений между частицами до весьма высоких температур. Он станет испускать рентгеновское и гамма-излучения, которые можно наблюдать с помощью рентгеновских и гамма-телескопов, вынесенных за пределы земной атмосферы. Однако в этом случае мы сталкиваемся с проблемой, как отличить рентгеновское излучение, приходящее от нейтронной звезды, от такого же излучения, возникающего в окрестности черной дыры. Здесь возможен следующий выход: если звезда нейтронная, то ее можно обнаружить на фотографической пластинке, полученной с большой экспозицией на мощном телескопе, как это было сделано, например, для Крабо-видной туманности. Если же невидимый компонент — черная дыра, то его никогда не удастся сфотографировать. Итак, в случае тесных двойных звездных систем фотографирование дает нам возможность отличить нейтронные звезды от черных дыр и тем самым обеспечивает доказательство их существования.

Можно ли увидеть черную дыру, когда она проходит по диску оптической звезды, в том случае, если она является компонентом затменной системы, то есть системы, плоскость орбиты которой близка к лучу зрения? Ответ очевиден. Черную дыру нельзя увидеть из-за слишком малых размеров. Если она проходит по диску такой звезды, как Солнце, имеющей в диаметре около 1,5 млн. км, то свет звезды будет слабее   всего на две миллиардные доли процента.

Возьмем более подходящий случай: когда черная дыра проходит по диску белого карлика, излучение звезды окажется слабее на две миллионные доли процента. В любом случае потери света так малы, что их невозможно обнаружить ни одним из современных инструментов. Здесь есть одна интересная деталь. Если каким-то непостижимым образом удастся увидеть черную дыру на фоне оптической звезды, то это не будет сплошной черный диск. Центр его окажется черным, а переход от черноты к яркому краю будет постепенным. Такое любопытное явление обусловлено мощным гравитационным полем черной дыры, которая притягивает световые лучи, испускаемые яркой, находящейся за ней звездой.

В начале 1971 г. Камерон представил, казалось бы, неоспоримые доказательства того, что черную дыру можно обнаружить по этим вторичным эффектам. По мнению Камерона, вторичный компонент известной двойной системы, эпсилон Возничего, является черной дырой.

В последнее время эпсилон Возничего своими загадочными свойствами привлек к себе пристальное внимание и подвергся тщательному исследованию. Первичная звезда этой системы — сверхгигант с массой, в 35 раз превосходящей солнечную. Невидимая вторичная звезда обладает массой, равной 23 массам Солнца, и должна иметь светимость, составляющую 40% светимости первичного компонента, но этого не было обнаружено. Звезды обращаются относительно друг друга с периодом 27,1 года, и когда слабая звезда проходит перед главной, то затмение продолжается около 700 дней. Звезды разделены друг от друга расстоянием в 35 астрономических единиц,  что  примерно  равно  расстоянию  от Солнца до  Плутона.

Обе звезды этой двойной системы образуют довольно любопытную комбинацию. Главная звезда легко наблюдаема, и ее свойства детально изучены. Вторичная же звезда представляется весьма таинственной, потому что ее нельзя отнести ни к какому из известных типов звезд. Как отмечает Камерон, эта звезда слишком массивна для того, чтобы быть белым карликом или нейтронной звездой. Остается единственная возможность — это черная дыра, которую Камерон называет коллапсаром. Под этим словом он понимает черную дыру, образовавшуюся в результате имплозии (взрыва внутрь).

Расстояние, яркость, энергия - ключи к познанию

Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать свойства Вселенной, в которой он живет. Но как бы ни было велико стремление человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты. Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства, оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о космических расстояниях и усердно искали способы их измерения. Но все было напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены. И наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики, который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний. Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас звездные миры.

В 1838 г. три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до прекраснейшей звезды летнего неба — Веги. На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды — альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс. Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.

Известна забавная история, рассказанная одним астрономом. После лекции к нему обратилась милая пожилая дама и сказала: «Я очень хорошо поняла, как вы определяете, сколь далеки звезды, как велики и горячи они и как быстро они движутся, но, ради бога, скажите, как астрономы узнают их названия?».

После того как требующие особой точности измерения выполнены, определение расстояния до звезд сводится к относительно простой тригонометрической задаче. Оно основано на явлении параллакса — кажущемся смещении положения объекта при изменении положения наблюдателя. Более точно следует говорить только об изменении направления на объект, так как именно оно меняется при перемещении наблюдателя.

В планетарии Института им. Франклина эффект параллакса часто демонстрируют следующим образом. Посетителя просят поставить перед собой палец и посмотреть на него одним глазом, например правым. При этом палец проектируется на какую-то звезду. Затем ему предлагают, не двигая палец, закрыть правый глаз и открыть левый. Проделывая это, он обнаруживает смещение положения своего пальца относительно звезды. Вы можете сами пронаблюдать этот эффект, на мгновение оторвавшись от чтения этой книги. Поставьте палец перед лицом и смотрите на него поочередно то одним, то другим глазом. Вам покажется, что палец прыгает на фоне стены. Изменение его положения и есть параллакс, и вы видите параллактическое смещение.

Можно усовершенствовать этот эксперимент: сначала поставить палец ближе к лицу и смотреть на него поочередно то одним, то другим глазом, а затем посмотреть так же, отодвинув палец на расстояние вытянутой руки. Чем дальше палец от вашего лица, тем меньшими кажутся его скачки на фоне стены.

Топограф использует этот принцип для того, чтобы определить ширину реки, не пересекая ее. Он точно измеряет расстояние между двумя точками на берегу, где он стоит, а затем выбирает какое-либо дерево на другом берегу реки. Устанавливая теодолит или другой угломерный инструмент поочередно в каждой из выбранных точек, он измеряет угол между направлением на дерево и направлением на вторую точку. Таким образом, он однозначно определяет треугольник по известной стороне и двум углам, прилежащим к ней, и этого вполне достаточно для измерения ширины реки. Именно этот метод и применяется для измерения расстояния до звезд.

Земля делает полный оборот вокруг Солнца за один год по орбите диаметром 300 млн. км. Пусть в какой-то день, скажем 1 января, мы находимся в одной точке орбиты. Шесть месяцев спустя мы окажемся на расстоянии в 300 млн. км от этой точки. Если мы наблюдаем какую-то звезду из двух положений, мы опять имеем дело с однозначно определенным треугольником, у которого основанием является диаметр земной орбиты, а углы измеряются при положении Земли 1 января и 1 июля. Располагая такими данными, мы без труда можем найти интересующее нас расстояние. Однако углы настолько малы, что измерять их нужно с высочайшей точностью. Эти углы определяются по смещению выбранной нами звезды на фоне очень слабых звезд, которые в среднем более удалены от нас, и оказываются меньше 1" (угловой секунды) даже для ближайшей звезды, расстояние до которой составляет 40 триллионов километров.

Что такое угловая секунда? Посмотрите ночью на полную Луну. Ее диаметр составляет около 30 (угловых минут). Разделите Луну на 30 секций, каждая из которых будет иметь 1 в диаметре. Затем разделите каждый кусочек еще на 60 частей. Ширина дуги этой чрезвычайно узкой части равна 1", а половина измеренного углового смещения для ближайшей звезды составит примерно 3/4 этой величины. Другие звезды находятся намного дальше, и угол значительно меньше. Как можно представить величину в 3/4 ? Пусть орбита Земли, диаметр которой равен 300 млн. км, соответствует окружности однокопеечной монеты. При таком уменьшении масштабов ближайшая звезда оказалась бы на расстоянии 10 км.

Человеку трудно держать в памяти большие числа, и астроном не составляет исключения. Вот почему он пускается на различные хитрости, чтобы избежать громоздких чисел. Он использует скорость света для создания более удобной единицы измерения расстояния. Свет распространяется со скоростью 300000 км/с. За один год свет проходит около 9400 млрд. км. Такое расстояние астроном называет световым годом. Световой год является одной из основных единиц измерения астрономических расстояний. Так, расстояние до ближайшей звезды, альфа Центавра, равно 4,3 световых года.

Так как параллактические смещения звезд очень малы, то для более удаленных звезд они становятся настолько ничтожными, что измерение расстояний не может быть надежным. Ошибки измерений оказываются примерно той же величины, что и само расстояние. В этих случаях приходится обращаться к каким-либо иным методам измерения расстояния. Прежде чем были исчерпаны все возможности метода тригонометрического параллакса, астрономы смогли измерить расстояния до 6000 ближайших звезд. Как же определяют расстояния до более далеких объектов? Эта трудная задача была частично решена, когда астрономы открыли переменные звезды определенного типа, изменяющие свою светимость с предсказуемой регулярностью. Мы использовали здесь слово «частично», потому что не было обнаружено ни одной такой переменной звезды — их назвали цефеидами,— расстояние до которой можно было бы измерить непосредственно методом тригонометрического параллакса. К сожалению, и до настоящего времени не встретилось ни одного случая, где оказались бы применимы оба эти метода.

Регулярность цефеид позволяет установить их среднюю светимость. Так, звезда, которая меняется с периодом в полдня, в среднем излучает в 40 раз сильнее, чем Солнце, тогда как цефеида с периодом в 40 дней светит уже в 3000 раз сильнее Солнца. Для тех, кому интересно узнать, как был открыт такой способ определения расстояний, скажем, что в галактиках Магеллановы Облака, которые являются спутниками нашего Млечного Пути и видны в южных широтах, было найдено много переменных звезд типа цефеид. Так как расстояние до всех звезд в этих Облаках примерно одинаково, для них оказалось возможным построить кривую зависимости период — светимость.

Светимости этих звезд невозможно было определить точно, во-первых, потому, что расстояния до разных цефеид в Магеллановых Облаках несколько различаются, и, во-вторых, из-за наличия поглощающего вещества, которое в различных участках Облаков по-разному ослабляет свет звезд. Тем не менее, определенные таким путем светимости не могли сильно отличаться от истинных. Расстояние до Магеллановых Облаков и тем самым калибровку метода цефеид по этим светимостям (или абсолютным звездным величинам) все еще нельзя было определить. В 1952 г. была установлена абсолютная звездная величина цефеид в большой галактике в созвездии Андромеды. Видимую звездную величину можно измерить по фотографическим пластинкам. Когда были получены абсолютная и видимая величины звезд, для определения расстояний оказалось достаточно простой формулы. Как только этот метод проверили на нескольких галактиках, появилась возможность определять расстояния до любой цефеиды, и эти звезды оказались прекрасными вехами, по которым мы измеряем астрономические расстояния.

Если мы наблюдаем на небе скопление звезд и хотим узнать, как далеки они от нас, все, что необходимо сделать,— это найти в нем цефеиду и определить ее период. Затем мы измеряем доходящее до нас количество света от звезды с помощью фотографической пластинки. Зная период, можно установить, какую светимость должна иметь звезда, а по фотографической пластинке определить, какой она нам кажется. Теперь можно вычислять расстояние. Используя ярчайшие цефеиды, мы получаем возможност узнать расстояния до галактик, удаленных от нас на миллионы световых лет, так как цефеиды в среднем в 5000 раз ярче нашего Солнца. Вот почему галактики, содержащие переменные звезды, доступны для наших измерений даже если они удалены от нас больше чем на 10 млн. световых лет.

Прежде чем покончить с цефеидами отметим, что калибровка определяемых по ним расстояний была несколько усовершенствована, что позволило приблизить получаемые результаты к действительности. В 1952 г. Вальтер Бааде убедительно доказал, что имеются по крайней мере две разновидности цефеид. В то время как цефеиды с коротким периодом — они наиболее многочисленны в окрестностях нашей Галактики — бесспорно   подтверждают указанные  выше оценки расстояний, существуют цефеиды с большим периодом, которые в действительности расположены вдвое дальше, чем предполагалось. Суть этого открытия состояла в том, что расстояния в пределах Млечного Пути оставались теми же, а расстояния до других галактик увеличились вдвое.

Как же поступать в тех случаях, когда галактики столь удалены, что мы уже не способны обнаружить в них цефеиды? Тогда астроном начинает пускаться на всякие уловки, обращаясь к сверхгигантам, ярчайшим звездам и новым. Светимость сверхгигантов в среднем примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца, и. если мы можем распознать их в галактиках, то в состоянии определить расстояние до них по их излучению, зарегистрированному фотографической пластинкой. Подобная методика позволяет исследовать глубины космоса на расстояниях свыше 20 млн. световых лет.

Новые (то есть новые звезды) вовсе не являются вновь возникшими звездами; на самом деле это старые звезды, которые внезапно вспыхивают и на некоторое время увеличивают свою светимость в десятки тысяч раз. По-видимому, в максимуме светимость у них примерно в 2,5 раза больше, чем у сверхгигантов. Следовательно, мы можем использовать типичную новую, чтобы определять расстояния до галактик в пределах глубин пространства свыше 30 млн. световых лет. Обычно новая примерно за день достигает максимальной яркости, а к первоначальному состоянию возвращаетесь в течение нескольких лет. Таким образом, благодаря существованию новых, удается глубже проникнуть в космос на расстояния до очень далеких галактик.

О частицах, излучении и Вселенной

В последнее десятилетие значительные усилия ученых были направлены на изучение окружающего нас космического пространства. В результате хлынул мощный поток информации о космосе. Однако следует помнить, что существует и внутреннее пространство, при этом я не имею в виду Землю или какую-то ее часть. "Под внутренним пространством — микрокосмом мы будем понимать мир тех частиц, из которых состоит каждый кусочек нашего тела, Земли и в конечном счете всей Вселенной. Прежде чем перейти к детальному обсуждению самых больших и неистовых объектов Вселенной, мы в первую очередь должны осознать определяющую роль, которую играют мельчайшие ее составляющие. И это отнюдь не случайно, что в свойствах различных микроскопических частиц, составляющих окружающий нас мир, уже содержится информация и основа для понимания того, как устроены самые большие, самые удаленные тела Вселенной, которые являются наиболее мощными источниками энергии. Но, к сожалению, наши знания об этих микроскопических частицах весьма туманны и чрезвычайно ограниченны. Будем надеяться, что будущее принесет новые данные о существовании и свойствах этих частиц, которые заполнят имеющиеся сейчас пробелы. Поиски новой информации будут продолжаться, так как ученые интуитивно чувствуют, что есть еще другие частицы, которые, возможно, играют решающую роль в судьбе вещества во Вселенной. К несчастью, эти частицы столь мелки, что неизменно остаются в области, не доступной исследованиям физическими методами. Аналитический ум ученого, проникая в эту почти запрещенную область,  строит определенные концепции,  которые позволяют ему предсказывать реакции и свойства, и они представляют собой единственное доказательство полной или хотя бы частичной правоты его суждений.

Концепция, утверждающая, что Вселенная состоит из множества разнообразных частиц, не нова. Более 2000 лет назад греческий философ Демокрит выдвинул атомистическую теорию, согласно которой вся материя состоит из мельчайших, невидимых, одинаковых частиц. При изменении числа частиц в какой-либо субстанции ее свойства меняются. Эти частицы — атомы (по-гречески «томос» — делить, «а» — отрицание «не», следовательно, слово «атом» означает неделимый) — составляют основу представлений Демокрита. Отдавал ли он себе отчет в том, как близок он был к истине ?! Следует отметить, что в современном понимании атомами Демокрита являются молекулы, а не сами атомы. Тем не менее его теория была огромным  шагом  вперед  в  представлении об  окружающем  мире.

Если уж в нашей дискуссии об атомах мы углубились в историю, давайте обратимся к XIX веку. В первом его десятилетии Джон Дальтон высказал мнение, что в действительности существует ограниченное множество элементарных частиц, каждая из которых чем-то принципиально отличается от всех остальных. Это были такие элементы, как водород, кислород, углерод, железо и еще больше сотни других. Считалось, что эти элементы не могут быть разрушены или разделены на другие субстанции. Современные данные об этих элементах приводят к совершенно иной картине их свойств. Работа Дальтона сыграла исключительную роль, так как в ней постулировалось минимальное число частиц, из которых состоит все вещество во Вселенной.

Теперь шагнем вперед почти на столетие, к 1896 г., когда французский физик Антуан Анри Беккерель сделал потрясающее открытие. Он обнаружил, что кусок соли уранилсульфата калия испускает лучи, которые засвечивают фотографическую пластинку, проникая сквозь ее непрозрачную упаковку, и создают на пластинке изображение лежащего на ней ключа, будто его действительно сфотографировали. Беккерель установил, что любое вещество, содержащее уран, ведет себя подобным образом. Так были открыты радиоактивные элементы. Они спонтанно превращались в некоторые другие вещества, и это убедительно показало, что атом не является непоколебимой твердыней, а обладает структурой, которая в случае радиоактивных элементов способна распадаться с образованием менее массивных атомов, и этот процесс сопровождается излучением или вылетом частиц из ядра.

Представление о частицах — положительных (как протон) и отрицательных (как электрон) — сформировалось к началу двадцатого века. Сэмюэл А. Гаудсмит, говоря в своих лекциях об электронах и протонах, пользовался такими умозрительными моделями. Чтобы представить электрон, следует выдуть мыльный пузырь, затем опустить кисточку в сосуд, содержащий заряды отрицательного электричества, захватить единичный заряд отрицательного электричества и «раскрасить» пузырь щеточкой так, чтобы вся его поверхность была покрыта этим единичным зарядом отрицательного электричества. Далее, нужно взять булавку и проколоть пузырь. Тогда получится сферическое распределение отрицательного заряда.

Мы говорим об отрицательном заряде, но что мы понимаем под этим ? Какова величина этого заряда ? На моем столе стоит 100-ваттная лампа. Она начнет светиться, когда десять миллионов триллионов электронов будут проходить через ее нить ежесекундно. Следовательно, заряд каждого электрона ничтожен. Будучи столь малыми, электроны не могут очень много весить. Если поместить одну-единственную капельку воды на чашу самых чувствительных весов, то, чтобы уравновесить ее, на другую чашу придется «положить» 100 триллионов триллионов электронов.

Чтобы получить представление о протонах, следует проделать тот же опыт. Но на сей раз придется опустить кисточку в сосуд, содержащий заряды положительного электричества, поймать один положительный заряд и «раскрасить» этим электрическим зарядом пузырек. Слой «краски» теперь окажется толще и, следовательно, заряд будет иметь более сильное поле. Потом нужно также проколоть пузырек. То, что от него останется, и будет протоном...

Даже после того, как представления об электроне и протоне стали привычными, перед учеными все еще стоял ряд важных вопросов. Некоторые стороны атомной теории оставались неясными — не хватало еще одной частицы. Эта частица, имея массу, не должна была обладать никаким электрическим зарядом. В 1932 г. Джеймс Чадвик открыл нейтрон, и картина строения атомного ядра стала более понятной.

Все элементы имеют ядра, состоящие из протонов и нейтронов и Окруженные электронными оболочками. Элементы отличаются друг от друга числом протонов в ядрах. Так, водород состоит только из одного протона. Соответственно каждый атом, содержащий один-единственный протон, является атомом водорода. Если ядро содержит « себе два протона, элемент должен быть гелием. Если имеются четыре протона, элемент должен быть бериллием. А если в ядре оказываются восемь протонов, элемент' является кислородом. При данном числе протонов количество нейтронов может быть различным. Так, единственный протон в ядре означает атом водорода. Если наряду с протоном присутствует нейтрон, атом еще остается атомом водорода, однако это уже тяжелый водород, или дейтерий, так как его масса возросла на 100%. Если ядро содержит один протон и два нейтрона, то на лицо опять все свойства водорода, но это уже  сверхтяжелый водород,  или тритий.  Эти разные формы водорода называются его изотопами.

Нейтрон — нейтральная частица, частица без электрического заряда. Каковы его физические свойства? Оказывается, протон и электрон, объединяясь, приводят к рождению нейтрона.

Итак, уже в 1932 г. мы могли говорить, о трех фундаментальных частицах,  из которых состоит вещество.  Однако это было только, начало, так как в том же году была открыта еще одна частица —

положительный электрон, или позитрон,— которая была предсказана ранее. Позитрон обладал той же массой, что и электрон, но имел противоположный но знаку электрический заряд: он был заряжен положительно. Теперь уже стали известны четыре фундаментальные частицы.

Существует, однако, еще одна частица, о которой мы должны сказать,— это фотон, или квант света. Свет, обладая свойствами частицы с нулевой массой покоя, распространяется со скоростью почти 300 000 км/с. Он проявляет и волновые свойства. Артур С. Эддингтон предпочитал рассматривать свет как «волну-частицу», для описания которой пригодна и волновая, и корпускулярная теории. Единственно, что хотелось бы сейчас подчеркнуть, это то, что фотоны обладают непрерывным энергетическим спектром. Если фотоны имеют экстремально высокую энергию, мы называем их гамма-лучами. По мере уменьшения их энергии мы переходим последовательно к рентгеновским лучам, ультрафиолетовому излучению, видимому свету и наконец к инфракрасной части электромагнитного спектра. Все это фотоны, и они распространяются со скоростью света.

Изучая радиоактивный распад, ученые открыли, что ядро атома испускает электроны, или бета-частицы. Это говорило о том, что ядро может рождать и испускать электроны. Ученые также обнаружили, что после излучения ядром бета-частицы его свойства меняются. Нейтрон, испуская электрон, превращается в протон, и элемент изменяет свои свойства, так как число протонов в ядре увеличивается на единицу. Атомы могут участвовать и в реакциях другого типа, в которых к ядрам присоединяются нейтроны. С добавлением нейтронов элемент остается тем же (ибо число протонов сохраняется), но благодаря добавочным нейтронам атом становится более массивным. В таких реакциях рождается новый изотоп данного элемента.

Рассмотрим превращение нейтрона в протон в ядре за счет испускания электрона. Длительное время эта реакция не вызывала никаких сомнений; казалось, что физические законы здесь выполняются. Но только казалось. В действительности баланс энергии нарушался. Когда в дальнейшем были проведены более точные эксперименты и их результаты тщательно проанализированы, обнаружилось, что скорости испускаемых электронов в ряде случаев слишком малы. Этот факт указывал на то, что часть энергии где-то теряется. В 1930 г. Вольфганг Паули предположил, что, возможно, одновременно с испусканием электрона излучается совершенно новая, необычного типа частица. Энрико Ферми развил эту идею и назвал частицу «нейтрино», что по-итальянски означает «нейтрон-чик». На самом деле испускание электрона сопровождается излучением антинейтрино; понятие «анти» мы обсудим более детально позднее. Доли энергии, которые приходятся на нейтрино и электрон, могут быть распределены в самых различных пропорциях, и, следовательно, закон сохранения энергии выполняется. Было также обнаружено, что на электрон как бы приходится вся имеющаяся масса, а нейтрино  не  получает ничего. Это  означало, что масса нейтрино равняется нулю, но, двигаясь всегда со скоростью света, нейтрино обладает энергией. Нейтрино, таким образом, является частицей с нулевой массой покоя, но имеет значительную энергию, двигаясь со скоростью около 300 000 км/с. По существу, нейтрино можно было бы назвать частицами-призраками, таинственными духами. Мы не можем их увидеть, они с трудом обнаруживаются в экспериментах, но мы знаем, что они существуют.

Естественно возникает вопрос: чем же нейтрино отличаются от фотонов, которые также имеют нулевую массу покоя и распространяются со скоростью света ? Оказывается, они различаются спинами  — фотон  имеет  в  два  раза  больший  спин,   чем  нейтрино.

Дальше, когда мы углубимся в изучение парадоксов Вселенной, мы обнаружим, что нейтрино играет там огромную роль. Испуская нейтрино, звезды могут терять значительную часть энергии из глубины своих недр. По этой причине не лишне обсудить свойства нейтрино подробнее. Взаимодействие нейтрино с веществом — событие крайне редкое. Чтобы оценить его вероятность, заметим, что очень энергичный фотон проникает в кусок свинца лишь на несколько сантиметров; не пройдет и одной десятимиллиардной доли секунды, как фотон уже провзаимодействует со свинцом. Нейтрино такой же энергии будет путешествовать около 50 лет, прежде чем вступит во взаимодействие. Для того чтобы остановить нейтрино, потребуется свинцовый экран толщиной больше, чем расстояние от Земли до звезды Арктур. Благодаря редкому взаимодействию нейтрино весьма многочисленны. Они рождаются в глубоких недрах звезд. На Земле мы подвергаемся бомбардировке нейтрино от Солнца, и, возможно, сотня тысяч нейтрино пройдет сквозь наше тело, пока мы читаем эту фразу. Они проходят сквозь Землю, Солнце и даже более массивные звезды, не останавливаясь. Согласно оценкам, наша планета поглощает лишь одно нейтрино из каждого триллиона этих частиц, проходящих сквозь ее толщу.

При испускании атомным ядром позитрона излучается также и нейтрино, благодаря чему выполняется закон сохранения момента количества движения. Антинейтрино — это нейтрино с противоположными электрическими характеристиками. Оно является античастицей. Помимо антинейтрино и позитрона существуют также антипротоны и антинейтроны. По-видимому, имеется симметрия в частицах, известных современной физике, и с некоторой определенностью можно говорить, что наличие одной частицы указывает на то, что ее противоположность, античастица, также существует, а следовательно, существует и антивещество. В редких случаях частицы и античастицы сталкиваются друг с другом, при этом они аннигилируют, превращаясь в фотоны различных энергий. Таким образом, электрон и позитрон могут столкнуться, порождая при этом два гамма-кванта, которые есть не что иное, как очень высокоэнергичные фотоны. Обратный процесс, называемый «материализацией света», также возможен, тогда два гамма-кванта создают электрон и позитрон.

Однако мы еще не исчерпали всех частиц, открытых к настоящему времени учеными. Предполагается, что число различных частиц, из которых состоит вещество Вселенной, превышает тысячу. Но наша цель заключается не в изучении частиц. Для того чтобы понять, какие реакции происходят в звездных недрах, мы сосредоточим внимание только на тех частицах, которые играют там главную роль. По этой причине мы обратимся еще только к двум классам частиц. Во-первых, это мезоны различных видов, возникающие при аннигиляции протона и антипротона; во-вторых, тяжелые барионы, или гипероны, масса которых больше, чем масса протона или нейтрона.

Образование Солнечной системы

В 1755 г. философ Иммануил Кант (1724-1804) высказал предположение о том, что боль­шую роль в образовании планет сыграла конденсация материи в диске, вращающемся вокруг Солнца. Сам диск сформировался в центре облака, в состав которого входили газ и затем пыль. В 1796 г. французский астролог Пьер Си­мон де Лаплас (1749-1827) пред­положил, что Солнце спродуцировало серию газообразных колец, которые, в свою очередь, после конденсации стали основой пла­нет. Постепенно вокруг разных планет образовалась вращающаяся туманность, из которой сформи­ровались естественные спутники.

Согласно воззрениям современ­ных астрологов, Солнечная систе­ма зародилась из туманности, в со­став которой входили газ и части­цы пыли. Под воздействием внеш­него фактора - не исключено, что это был взрыв близлежащей сверх­новой звезды, - туманность начала саморазрушаться. По мере возрас­тания плотности гравитация уси­лила процесс разрушения. Все это происходило на фоне медленного вращения, что придало туманнос­ти форму диска, в центре которого находился прообраз Солнца. Тем­пература в центре начала повы­шаться и, наконец, достигла уров­ня, при котором начали происхо­дить ядерные реакции.

От частиц к планетам

Первые небесные тела, сформи­ровавшиеся в туманности, имели различные размеры - от несколь­ких километров до нескольких сот километров. Их называют «планетизмы», следующая стадия их разви­тия - «пропланеты» - прообразы современных планет. Итак, планетизмы представляли собой крупные сгустки массы. Они не обладали до­статочной  гравитацией для того, чтобы принять сферическую фор­му. Их форма была неправильной.

Затем в течение десятков тысяч лет крупные небесные массы про­должали увеличиваться, их диа­метр достиг 100-500 км. Это уже прообразы планет. Постепенно Они принимали шарообразную форму. Существует мнение, что планетам земной группы понадо­билось 100 миллионов лег, чтобы от крупных размеров перейти к современным.

Следует отмстить, что не из всех крупных небесных масс образова­лись планеты. Некоторые каменис­тые и металлосодержащие тела не увеличили массу, а частично пре­вратились в астероиды. Тела, со­держащие лед, сгруппировались и образовали ядра комет, большая часть которых притягивается к Солнечной системе из-за грави­тации больших планет.

Тепло и холод

Солнце сформировалось и нача­ло излучать энергию около 4,5 мил­лиарда лет назад. Исходящее от Солнца тепло оказало влияние на состав газа и мельчайшей пыли в различных зонах туманности. Температура в ее центре была очень высокой, в результате небесные фрагменты пришли в твердое со­стояние. При достижении 1000 °С элементы типа железа начали кон­денсироваться. Из-за низких тем­ператур стали образовываться тела изо льда. Таким образом, солнеч­ная туманность имела разный со­став в зависимости от удаленности от Солнца. Считается, что для фор­мирования каждой планеты подхо­дила определенная температура: для Меркурия - 1100 °С, для Вене­ры - 600 °С, для Земли - 300 °С, для Марса – 100 °С и для Юпитера – 100 °С.

И Юпитер, и Сатурн сохранили процентное соотношение газооб­разных водорода и гелия, аналогич­ное первоначальной туманности.

Кроме того, у них много естест­венных спутников, в основном со­стоящих изо льда. Из этого следует, что в этой части молодой Солнеч­ной системы средняя температура была не выше 0 °С.

Ядра планет-гигантов находи­лись в области высокой плотности солнечной туманности. В результа­те последующего гравитационного коллапса окружающего газа обра­зовались планеты с каменистыми ядрами,  окруженные оболочками из водорода и гелия.

Юпитер и Сатурн приобрели очень крупные размеры, так как могли притягивать газ в больших количествах. Уран и Нептун, нахо­дящиеся в менее плотных частях туманности, развивались медлен­нее, набирая газ в значительно меньших количествах.

Печать времени

Каменистые планеты и естест­венные спутники с течением вре­мени подверглись многообразным изменениям.

В чем они выражались? В основ­ном в том, что на их поверхности оставались своеобразные «шрамы», печать времени. Удары и падение метеоритов вызвали появление кратеров, это было характерно для первых этапов эволюции Солнеч­ной системы.

Вещество метеорного тела испа­рялось, и каменные фрагменты разбрасывались на небольшие рас­стояния от кратера. Изучение лун­ной поверхности (следов эрозии там мало) позволило сделать вы­вод, что процесс образования кратеров проходил по-разному и за­висел от временного периода. 4 миллиарда лет назад интенсив­ность метеоритных «бомбардиро­вок» была в сотни или даже тысячи раз выше, чем в настоящее время. Ситуация резко изменилась около 3 миллиардов лет назад, что приве­ло к гипотезе об одной «крупной бомбардировке», своего рода гене­ральной уборке, в результате кото­рой планеты притянули к себе древнейшие остатки и обломки солнечной туманности.

Судя по всему, Земля на первых этапах своего существования ис­пытала сильнейшие метеоритные удары, но последствия этого были стерты такими процессами, как эрозия, вулканическая активность, и явлениями, связанными с текто­ническими плитами. На Меркурии. Марсе и естественных спутниках газообразных планет имеются бо­лее явные признаки процесса образования кратеров.

Лестница Вселенной

Раньше однообразие Вселенной считалось одним из постулатов космологии. Земля и паша Галакти­ка ничем не выделялись среди дру­гих небесных объектов. Но по мере проведения систематических на­блюдений за небесным сводом уче­ные открывали группы и скопления галактик, а это противоречило те­зису об однообразии Вселенной.

Искривление Вселенной

В 70-е годы астрономы прово­дили систематические измерения скорости космического разбегания галактик и, используя закон Хаббла, вычисляли, па каком рас­стоянии от Земли эти галактики находятся. Началось составление первых карт Вселенной. На них фиксировались целые конгломера­ты самых разнообразных галактик, карты впечатляли. Версия об одно­образии отпала окончательно. Вы­являл ист. все более крупные струк­туры. Следует отметить, что откры­тые объекты имели самые разно­образные формы и напоминали по внешнему виду естественные структуры, которые мы проходили в школе по разным предметам, -от цепочек гор до разветвленной системы бронхов человека. Во Все­ленной имеется своего рода разде­ление по принципу иерархии - га­лактики группируются в галакти­ческие скопления, которые, в свою очередь, входят в сверхскопления, и так далее до бесконечности. В 1908 г. Шарлье выдвинул идею о том, что весь космос строится по такому принципу. Но успех теории о Большом  Взрыве  и  признание положения космологии об уни­кальности Вселенной помешали торжеству взглядов Шарлье.

Ученые перешли к глубокому изучению Вселенной.

Сверхскопления

Доминирующей структурой па широкой лестнице Вселенной бы­ло признано галактическое сверх­скопление. Наша Местная группа галактик находимся на периферии сверхскопления, центр которого расположен в скоплении Девы на расстоянии примерно 15 Мрс от пас (1 Мрс = 1 000 000 рс, 1 рс = 3,26 светового года). За ним на рас­стоянии в 6 раз большем находит­ся скопление Волосы, которое вме­сте со скоплением Лбелла 1367 об­разует самое большое сверхскопление Волосы. Эти две структуры - местное сверхскопление и Воло­сы - связаны друг с другом тонким кружевом друтих галактик, их мно­жество. Такой рисунок повторяет­ся во всех направлениях небесного свода. На расстоянии примерно в 100 Мрс сверхскоплепия Гидра - Центавр, с одной стороны, и Скульптор и Персей - Рыбы, с дру­гой, образуют своеобразный рису­нок из огромного количества (не­сколько тысяч) галактик. Они дер­жатся недалеко друг от друга благодаря силе притяжения, другие же образования более свободны в пространстве. Было открыто мно­го структур па расстоянии, превы­шающем 100 Мрс, например сверхскопление Часы, оно включа­ет два гигантских образования на расстоянии порядка 150 Мрс.

«Космическая губка»

Рассредоточение галактик во Вселенной напоминает губку, со­стоящую из волокон, узелков (узелки - галактические скопле­ния) и пустот. Именно такую кар­тину представляют ученые-космо­логи, имея в виду Вселенную. Ин­тересно, формируются ли в пусто­тах совсем маленькие галактики и куда исчезает оставшаяся материя?

Ученые отдают себе отчет в том, что Вселенная «искривлена». Они считают, что Вселенная существу­ет в трех измерениях, имеется в виду длина, ширина и глубина. В обычном твердом теле (рассмо­трим, к примеру, шар) количество материи «N» пропорционально радиусу «R», возведенному в куб. Соотношение будет выглядеть так N + R.

…Следует учитывать пустоты. В этом случае формула будет выглядеть так N + Ru. D - искривленность. D может быть равна 2 или быть меньше. Heт ника­ких сомнений в том, что Вселенная имеет искривленность oт 1,2 до 2. Согласно последним данным, не ис­ключено, что на расстоянии больше 300 Мрс Вселенная более однооб­разна, то есть принцип классичес­кой космологии имеет право на су­ществование. Вместе с тем некото­рые ученые-космологи утверждают, что «искривленность» простирается и за пределами Вселенной.