Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Современная астрономия
12.12.2005 21:11 |


1. Введение

Астрономия (от греческого astron – звезда и nomos – закон) – наука о строении и развитии космических тел, образуемых ими систем и Вселенной в целом. Астрофизика (буквально – физика звезд) – крупнейший раздел астрономии – наука о физических явлениях во Вселенной. Она изучает не только звезды, но и межзвездную и межгалактическую среды, а также свойства и взаимодействие элементарных частиц, атомов, молекул, от которых существенно зависят многие свойства космических объектов, а также и Вселенной в целом.

Многие разделы современной астрофизики в свое название включают слово "астрономия". Так, например, ряд разделов современной астрофизики принято называть "Радиоастрономия", "Оптическая астрономия", "Рентгеновская астрономия", "Нейтринная астрономия", "Гамма-астрономия" и т. д. в зависимости от того, в какой части электромагнитного спектра ученые осуществляют наблюдения небесных объектов (начиная от самых длинных радиоволн и заканчивая самыми энергичными фотонами, энергия которых достигает величины 1016 эВ, а также такими элементарными частицами, как нейтрино).

Задачи астрофизики заключаются в исследовании индивидуальных небесных объектов, таких, как планеты, звезды, пульсары, квазары, галактики, скопления галактик и др., а также в изучении общих физических принципов для разнообразных астрофизических процессов и в попытке установить общие законы развития материи во Вселенной. Известны четыре канала получения такой информации:

1. Электромагнитное излучение: гамма-лучи, рентгеновские лучи, ультрафиолетовое, видимое, инфракрасное и радиоизлучение.

2. Космические лучи, которые достигают окрестности Земли и могут взаимодействовать с ее атмосферой. Первичные космические лучи включают высокоэнергичные электроны, протоны и тяжелые ядра, а также нестабильные нейтроны и мезоны. В первичный состав космических лучей входят также антипротоны и позитроны, то есть антиматерия. Но значительная их часть образуется в результате взаимодействия протонов и ядер с межзвездным, межпланетным веществом, а также с атмосферами звезд и планет.

3. Нейтрино и антинейтрино. Существует три типа нейтрино, два из которых связаны с электронами и μ-мезонами, а третий тип – с τ-мезонами.

4. Гравитационные волны, которые возникают, в частности, при взрывах массивных звезд и могут дать информацию о движениях массивных небесных тел. Гравитационные волны пока не обнаружены экспериментально, однако есть много косвенных наблюдательных данных, которые подтверждают их существование.

Высшим достижением современной астрофизики явилось открытие небесных объектов с необычными физическими свойствами. Во-первых, это нейтронные звезды, которые представляют собой очень компактные объекты размером всего около 10 км. Магнитное поле таких звезд достигает исключительно высокой величины 1013 Гс, недостижимой в земных лабораторных условиях. В таких мощных полях полностью изменяется структура вещества и его свойства. Во-вторых, это черные дыры – объекты, у которых вторая космическая скорость равна скорости света. В третьих, это квазары, которые являются ядрами галактик и представляют собой сверхмассивные черные дыры.

Важной частью современной астрофизики является космология. Это наука о том, как возникла и развивалась Вселенная в целом, а также наука о крупномасштабной структуре Вселенной.

Вся обширная информация о звездах, галактиках и о Вселенной в целом получена через довольно узкое "оптическое окно". Единственным источником информации о небесных телах являются различного рода излучения, приходящие от них. Атмосфера Земли довольно непрозрачна и до наших глаз доходит лишь ничтожная доля всех излучений, существующих в космосе.

Рис. 1 иллюстрирует прозрачность земной атмосферы для электромагнитных волн различной длины. Первое окно прозрачности – оптическое – лежит в основном в области видимого излучения – от ультрафиолетового до инфракрасного. Атмосфера Земли совершенно непрозрачна для излучения, длина волны которого меньше 0,29 мкм ( 2,9 · 10-5 см). Но в далеких ультрафиолетовых областях спектра расположены спектральные линии многих химических элементов. Они не видны глазом, и это ограничивает сведения о химическом составе небесных тел. Другой край оптического окна прозрачности атмосферы расположен в области с длиной волны около 1 мкм (10-4 см). Инфракрасные лучи с большей длиной волны сильно поглощаются парами атмосферной воды.

\includegraphics[width=78mm]{pic1.eps}

Рис. 1. Схематическое изображение прозрачности земной атмосферы для всего диапазона электромагнитных излучений

Другое окно прозрачности, более широкое, чем оптическое, лежит в радиодиапазоне. Основное преимущество радиоастрономических наблюдений состоит в том, что большая длина волны радиоизлучения резко понижает требования к точности изготовления и сохранения поверхности отражающего зеркала телескопа. Неровности поверхности должны быть малыми по сравнению с длиной волны излучения. Поэтому радиотелескопы можно делать из металла, а не из стекла. Радиотелескопы собирают электромагнитное излучение с площади, в сотни раз большей, чем самый большой оптический телескоп. Другим преимуществом радиоастрономических наблюдений является прозрачность для радиоволн атмосферы Земли при всех типах облаков, так что наблюдения можно вести в любую погоду. Прозрачна для них и межзвездная пыль. Недостатком радиоастрономических наблюдений является их низкая разрешающая способность (то есть минимальное угловое расстояние между двумя объектами, которые телескоп может фиксировать раздельно), а также сложности в изучении тонкой структуры небесных объектов.

Выдающимся достижением радиоастрономии стало обнаружение радиомаяков Вселенной – нейтронных звезд, а также радиогалактик, которые представляют собой как бы гигантские резервуары электронов, движущихся в магнитных полях со скоростями, близкими к скорости света, и создающих так называемое синхротронное излучение.

Открытие нейтронных звезд стало сенсацией. Регулярные наблюдения межзвездных мерцаний, то есть быстрых изменений интенсивности излучения космических радиоисточников, начатые в 1967 году в Кембридже (Англия) на радиотелескопе с необычайно высокой чувствительностью, зарегистрировали строго периодические сигналы, идущие от какого-то неизвестного радиоисточника. Детальный анализ показал, что этот источник должен находиться далеко за пределами Солнечной системы, а короткая длительность импульсов служила явным доказательством того, что источник чрезвычайно мал. Вскоре удалось оценить его размеры – они не превышали размеров нашей планеты.

В результате систематических поисков вскоре были обнаружены еще три таких космических радиоисточника, которые получили название пульсаров. Это подтвердило точку зрения, что пульсары – естественное явление природы. Единственными кандидатами в пульсары в связи с их малыми физическим размерами были белые карлики или нейтронные звезды. Так, например, оказалось, что период их пульсаций хорошо совпадает с периодом вращения нейтронной звезды.

Год спустя радиообсерваториями всего мира было получено много новых результатов. Но самым блестящим успехом радиоастрономии явилось открытие в 1965 году электромагнитного излучения, приходящего равномерно со всех сторон. Это излучение, которое по предложению советского астрофизика И.С. Шкловского теперь называется реликтовым, то есть остаточным, является следствием горячего и плотного состояния Вселенной в далеком прошлом. Исследование реликтового излучения подтвердило наши представления о Вселенной, а также дало важные сведения о самых ранних стадиях эволюции космических тел (подробнее см. статьи А.Н. Васильева "Эволюция Вселенной" и М.В. Сажина "Космология ранней Вселенной" в этом томе).

2. Структура наблюдаемой области Вселенной – Метагалактики

Метагалактика – это вся наблюдаемая область Вселенной. Основными элементами ее крупномасштабной структуры являются галактики и скопления галактик. Галактики представляют собой стационарные гравитационно-связанные звездные системы. Звездная система, в которую входит наше Солнце, – Галактика – содержит примерно 1011 звезд; ее масса приблизительно 2·1044 г, то есть около 1011 Mʘ , а полная излучаемая звездами энергия (светимость) – почти 3·1043 эрг/с (Mʘ – масса Солнца).

Галактики, как и звезды, образовывают группы и скопления различной численности. Однако лишь сравнительно малая доля звезд входит в состав рассеянных скоплений, шаровых скоплений или звездных ассоциаций, а подавляющая масса является просто звездами общего поля Галактики. Большинство галактик является членами групп или скоплений галактик и только незначительная часть располагается вне групп и скоплений в общем поле Метагалактики.

Группы галактик содержат десятки членов. Например, наша Галактика входит в состав группы ближайших к нам галактик, состоящей из более чем 20 членов. Эта группа образует так называемую Местную систему. В свою очередь Местная система входит в состав скопления, центр которого находится в той части неба, на которую проектируется созвездие Девы. Скопления, как правило, насчитывают сотни и даже тысячи членов. Одно из самых больших скоплений в созвездии Волосы Вероники содержит около десяти тысяч галактик. Оно имеет почти сферическую форму и его радиус составляет примерно 4 мегапарсек (Мпк).

Следует обратить внимание на разницу между скоплениями звезд, образующими галактики, и скоплениями галактик. Расстояние между членами звездного скопления огромны по сравнению с размерами звезд. Расстояния между членами скопления галактик всего лишь в несколько раз больше, чем размеры галактик.

Наблюдения на больших инструментах показали, что скопления и группы скоплений, в свою очередь, распределены далеко не случайным образом. Так, Местная система, в которую входят наша Галактика и туманность Андромеды, образует вместе с другими близкими группами галактик систему, названную Местным сверхскоплением. В Метагалактике имеются и другие сверхскопления. Их средний размер составляет 20-30 Мпк.

В последние годы обнаружено, что многие богатые скопления галактик содержат значительные количества горячего ионизированного газа, являющегося источником мощного рентгеновского излучения. Открытие протяженных источников рентгеновского излучения, отождествленных со скоплениями галактик, явилось выдающимся достижением рентгеновской астрономии последних лет. Самыми мощными из них являются скопления Волосы Вероники, Персея и Девы. Характерные размеры протяженных источников составляют 0,1-1 Мпк, а их светимость лежит в пределах 1043-1045 эрг/с. Детальное исследование их спектров показало, что источником излучения является горячий газ с температурой 107-108 К, захваченный гравитационным полем скопления. Масса такого газа в ряде скоплений сравнима с суммарной массой галактик.

Обнаружена замечательная особенность скоплений галактик: для многих из них масса, определенная по скоростям собственного движения галактик в скоплении, оказывается заметно больше массы, определенной по общей светимости галактик. Первый способ нахождения массы основан на предположении, что скопления представляют собой стационарные гравитационно-связанные системы. Полная механическая энергия каждой такой системы должна быть отрицательной, причем кинетическая энергия должна составлять (в среднем по времени) половину модуля гравитационной потенциальной энергии, то есть

Eкин = 0,5 | Eграв |. (1)

Это соотношение представляет собой так называемую теорему вириала классической механики. Она получается как прямое следствие уравнений движения при общей стационарности системы. Например, для частицы с массой m , обращающейся по стационарной круговой орбите вокруг центрального тела с массой M такой, что Mm , скорость движения V определяется из условия равенства (по модулю) центробежной Fц и гравитационной Fграв сил (рис. 2):
Fц =mV 2/r , Fграв =GMm /r 2 , (2)

где r – радиус орбиты. Полагая, что Fц = Fграв , имеем
V 2=GM /r , (3)

то есть
Eкин=mV 2/2=GMm /(2r). (4)

Легко провести доказательство и для любой системы, состоящей из произвольного числа частиц.

Если размер скопления R и дисперсия скоростей галактик V известны, то по формуле (2) можно оценить так называемую вириальную массу скопления:

MVTRV 2/G . (5)

\includegraphics[width=150pt]{pic2.eps}

Рис. 2. К объяснению понятия "вириальная масса скопления"

Другой способ определения массы состоит в том, что полную наблюдаемую светимость скопления умножают на некоторое число, принимаемое за стандартное для отношения масса/светимость галактики, найденное независимо для отдельных галактик. Это последнее отношение различно для галактик разных типов, но если известно, что в данном скоплении преобладают галактики какого-то определенного типа, то суммарную массу этих галактик ML можно таким способом действительно оценить. Оказывается, суммарная масса галактик скопления почти всегда меньше вириальной массы скопления: ML > MVT .

Это обстоятельство (его называют вириальным парадоксом) было установлено Ф. Цвикки (Швейцария) в 30-е годы. Результаты новых детальных исследований подтверждают этот парадокс.

Вириальный парадокс исчезает, если скопления не являются стационарными системами, тогда к ним нельзя применять вириальную теорему. Однако если они все же стационарны, то для его разрешения следует предположить наличие в скоплениях значительных масс темного, не светящегося вещества (скрытой массы) помимо вещества самих галактик, причем эта скрытая масса должна быть в 3-10 раз больше общей массы галактик в скоплениях. В пользу второй возможности имеется ряд серьезных аргументов.

Иерархия космических структур обрывается на скоплениях и сверхскоплениях. В различных областях Метагалактики, имеющих размер 100-300 Мпк и более и содержащих много галактик и скоплений, средняя плотность видимого вещества галактик оказывается одинаковой, где бы не находились эти области. Эта плотность составляет ρ ≈ 3 · 10-31 г/см3 . С учетом скрытых масс эта величина возрастает примерно втрое.

Тот факт, что средняя плотность в различных областях пространства одинакова, означает однородность Метагалактики, если рассматривать ее в большом масштабе, превосходящем размер ячейки неоднородности (100-300 Мпк). Это одно из фундаментальных свойств окружающей нас Вселенной, размеры которой достигают почти 1500 Мпк.

Другим фундаментальным свойством Вселенной является нестационарность. Наблюдения показывают, что галактики и скопления галактик, разделенные расстояниями, превосходящими размер ячейки неоднородности, удаляются друг от друга. Этот факт был установлен благодаря измерению лучевых скоростей галактик.

Первое успешное определение лучевой скорости галактики по наблюдению доплеровского смещения ее спектральных линий было выполнено в 1912 году В.М. Слайфером в обсерватории Ловелла (США). Он нашел, что одна из галактик в созвездии Андромеды приближается к Земле со скоростью около 200 км/с. Это удивительный результат, если вспомнить, что большинство звезд движется со скоростями не более 50 км/с. Изучая спектры других галактик, Слайфер нашел, что для большинства из них характерно красное смещение линий, то есть в отличие от галактики в Андромеде эти галактики не приближаются, а удаляются с относительно большими скоростями. К 1914 году Слайфер измерил спектры 13 галактик; все они, за исключением двух, удалялись со скоростями около 300 км/с.

Значение результатов Слайфера прояснилось в дальнейшем благодаря важному открытию Э.П. Хаббла (США), который показал, что скорости удаления галактик отнюдь не случайны. Исходя из измеренных им расстояний до спиральных галактик, Хаббл в 1929 году установил, что вплоть до расстояний в 6 млн световых лет скорости галактик V пропорциональны расстояниям R до них: V=HR. Коэффициент пропорциональности H, названный фактором (или постоянной) Хаббла, измерен с не очень высокой точностью: H=50-100 (км/с)/Мпк. Наиболее вероятным считается значение H=75 (км/с)/Мпк.

Величину, обратную постоянной Хаббла, можно рассматривать как возраст нашей Метагалактики: T=H -1=2·1010 лет. Величина H не зависит от направления, а это означает, что Метагалактика не только однородна, но и изотропна.

Данные о распределении и движении галактик до недавнего времени были единственным источником сведений о Метагалактике. В 1965 году было открыто электромагнитное излучение, однородно заполняющее Метагалактику и приходящее равномерно со всех сторон. Измерения интенсивности этого излучения в диапазоне длин волн от 0,3 до 20 см показали, что оно равновесно, то есть имеет планковский спектр с температурой T=2,7 K. В указанной области длин волн изотропия этого излучения установлена с точностью до десятой доли процента, что значительно превышает точность, с которой установлена изотропия постоянной Хаббла (~20%).

Разлет галактик свидетельствует, что наша Метагалактика расширяется. Будет ли наша Метагалактика расширяться неограниченно или ее расширение сменится сжатием? Ответ на этот вопрос зависит от того, каково значение плотности вещества в Метагалактике в настоящее время. При малой плотности Метагалактика будет неограниченно расширяться, а при большой – расширение сменится сжатием из-за действия сил гравитации. Существует критическое значение плотности вещества ρкрит , отделяющее один случай от другого. Известно, что вторая космическая скорость для шара с массой M записывается следующим образом:

V=[2GM / R]1/2 . (6)

Подставляя в (6) выражение для массы
M=4π/3 ρR 3 ,
а вместо скорости – выражение V=HR, находим
HR=[8πG/3 ρR 2 ]1/2 ,
или, выражая отсюда плотность ρкрит :
ρкрит =3H 2/[8πG] , (7)

то есть критическое значение средней плотности в Метагалактике зависит от постоянной Хаббла H. При значении постоянной H=75 (км/с)/Мпк получаем, что ρкрит  ≈10-29 г/см3 . Для вещества, входящего в галактики, усредненная плотность составляет около 3· 10-31 г/см3 , то есть много меньше критической. Учет скрытой массы позволяет увеличить эту оценку.

3. Природа скрытой массы

Галактики в скоплениях двигаются слишком быстро, и при этом скопления не распадаются. Звезды, расположенные на краях спиральных галактик, вращаются вокруг них быстрее, чем предсказывает теория, и при этом не улетают прочь. Запасы невидимого вещества с его дополнительной гравитацией удерживают эти галактики и звезды в равновесии. Поскольку все тела – от протонов до планет – участвуют в гравитационном взаимодействии, темное вещество теоретически может состоять из чего угодно. Многие астрономы поддерживают мысль о том, что темное вещество состоит из более или менее обычного вещества – множества слабо светящихся коричневых карликов или, возможно, темных планет типа Юпитера (см. табл. 1).

Таблица: Возможные обладатели "скрытой" массы
Барионное вещество Небарионное вещество
Макроскопические объекты Элементарные частицы
Коричневые карлики Нейтрино
Нейтронные звезды Аксион
Черные дыры Фотино
Планеты типа Юпитера
 
 
Бозоны Хиггса
Нейтралино
Странные частицы
MACHOs (Massive Astrophysical
Compact Halo Objects –
массивные астрофизические
компактные объекты гало)
СВМ (Слабо взаимодействующие
Массивные) частицы, или вимпсы
(WIMPs - Weakly Interacting
Massive Particles)

Однако большинство физиков убеждено в том, что невидимое вещество состоит из элементарных частиц. В процессе многочисленных экспериментов ученые так модифицировали свои экспериментальные устройства, чтобы сделать возможным изучение некоторых из частиц темного вещества. Слабо взаимодействующие массивные (CВМ) частицы, или вимпсы (WIMPs – Weakly Interacting Massive Particles), должны пролетать сквозь детектор со скоростью 320 км/с. По некоторым оценкам, каждое мгновение миллионы этих мельчайших пылинок могут пролетать через каждый квадратный сантиметр космоса. Предполагается, что, когда интенсивный поток СВМ-частиц будет пролетать через кристалл (германий и силикон), одна из частиц будет время от времени ударять в ядро кристаллической решетки и решетка начнет вибрировать из-за толчков, поскольку эти частицы, по расчетам, должны иметь массу примерно такую же, как атом. Небольшая часть энергии этих ударов будет передана электронам в кристалле, заставляя их перемещаться. Каждый кристалл соединен со свинцовой батареей; эффект наблюдается в результате помещения в электрическое поле такой системы кристалл–батарея и измерения потока зарядов – метод, известный как ионизационное обнаружение. Поскольку почти все СВМ-частицы просто пролетят сквозь кристалл, как если бы его не было, то результирующий заряд будет слабым. Один кристалл массой 900 г может испытать от 1 до 1000 взаимодействий с вимпсами каждый день независимо от их природы.

Аксион. Аксион – это гипотетическая частица, используемая в физике для решения некоторых проблем, возникающих при моделировании сильного взаимодействия – взаимодействия, которое удерживает атомные ядра от распада. Один аксион может быть более чем в триллион раз легче электрона, но в каждом кубическом сантиметре их может быть 100 миллиардов. Аксионы-вимпсы могут аннигилировать в темном гало Млечного Пути, испуская гамма-лучи, антипротоны и позитроны. Такую радиацию можно зафиксировать, но пытаться выделить этот сигнал на фоне излучения нашей Галактики едва ли проще, чем обнаружить СВМ-частицы в лаборатории.

Нейтрино – возможный носитель скрытой массы. Нейтринная астрофизика изучает физические процессы в космических объектах, происходящие с участием нейтрино. Проблемы регистрации космических нейтрино ν относятся к нейтринной астрономии. Нейтрино естественного происхождения во Вселенной имеют три принципиально различающихся по своей природе источника.

На ранних стадиях горячей Вселенной, в течение приблизительно 1 с после начала ее расширения, нейтрино находились в тепловом равновесии с веществом. От этой эпохи нам остался сильно остывший с тех пор газ космологических нейтрино (реликтовые нейтрино).

В обычных звездах типа Солнца нейтрино рождаются в ядерных реакциях, обеспечивающих наблюдаемую светимость звезд. При взрывах сверхновых звезд и в звездных гравитационных коллапсах температура в центре звезды поднимается настолько, что рождаются позитроны и даже π-мезоны (пионы) и мюоны (μ), которые образуют нейтрино в реакциях:

e- + e+ν + ν- ,
μν + ν- ,
π ±μ± + ν .

Энергии этих звездных нейтрино находятся в основном в диапазоне от долей до нескольких десятков мегаэлектронвольт. Нейтрино рождаются также космическими лучами. Ускоренные до высоких энергий протоны или более тяжелые ядра, сталкиваясь с ядрами атомов или с низкоэнергетическими фотонами, производят π - и K-мезоны, в результате распада которых возникают космические нейтрино высоких энергий. Их энергетический диапазон, доступный регистрации, простирается от нескольких десятков гигаэлектронвольт до, возможно, 1015-1016 эВ.

Коричневые карлики – маломассивные холодные звезды. Данные о массах компонентов двойных звезд неоценимы для установления статистической зависимости между абсолютной болометрической величиной звезды и ее массой – зависимости, которая вытекает из современной теории внутреннего строения звезд и источников энергии звезд. Эта зависимость служит для определения масс одиночных звезд по их светимостям (иначе, по их абсолютным болометрическим звездным величинам Mбол). Масса коричневого карлика оценивается как 0,5 Mʘ. В недрах таких звезд никогда не загораются термоядерные реакции.

Нейтронные звезды. Нейтронные звезды представляют собой гидростатически равновесные звезды, вещество которых состоит в основном из нейтронов. Существование нейтронных звезд было предсказано в 30-х годах нашего века, вскоре после открытия нейтрона. Однако только в 1967 году они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения – пульсаров. Затем (1971) было установлено, что нейтронные звезды проявляют себя также как рентгеновские пульсары и вспыхивающие источники рентгеновского излучения – барстеры (1975). Возможно, на одной из своих стадий существования нейтронные звезды являются источниками гамма-всплесков. К 1996 году уже открыто более 700 нейтронных звезд, из них около 100 в виде рентгеновских пульсаров, более 50 в виде барстеров, а остальные в виде обычных радиопульсаров.

Черная дыра. Черная дыра – это область пространства-времени, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна была бы превышать скорость света, то есть из черной дыры ничто не может вылететь – ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом черной дыры. Для того чтобы поле тяготения смогло "запереть" излучение, создающая это поле масса должна сжаться до объема с радиусом, меньшим гравитационного радиуса rg =GM/c2 . Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца, имеющего массу 2·1033 г, rg = 3 км, для Земли это значение еще меньше – около 9 мм).

Поле тяготения черной дыры описывается теорией тяготения Эйнштейна. Согласно этой теории, вблизи черной дыры геометрические свойства пространства-времени описываются неэвклидовой (римановой) геометрией, а время течет медленнее, чем вдали, вне сильного поля тяготения.

По современным представлениям, массивные звезды (с массой в несколько масс Солнца и больше), заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (коллапсировать) и превратиться в черную дыру (подробнее об этих объектах смотри статьи Д.А. Киржница "Горячие черные дыры" и А.М. Черепащука "Черные дыры в двойных звездных системах" в этом томе).

4. Основные методы поиска "cкрытой массы"

Если скрытая масса состоит из компактных звездных объектов, то они могут быть обнаружены по эффекту гравитационной фокусировки, то есть будут действовать как гравитационные линзы, отклоняя и усиливая свет далеких звезд или галактик.

Гравитационная линза. Гравитационная фокусировка – это свойство гравитирующего объекта отклонять проходящий мимо него поток частиц или излучения, собирая поток (фокусируя) и действуя наподобие оптической или электромагнитной линзы.

\includegraphics{pic3.eps}

Рис. 3. Фокусировка массивным космическим телом C (Солнцем или звездой) набегающего потока частиц

Солнце, двигаясь относительно разреженного межзвездного газа, фокусирует своим тяготением поток газа, собирая его вдоль луча, направленного в сторону, противоположную движению Солнца (рис. 3). Уплотнение потока газа вдоль луча фокусировки непосредственно наблюдается по его излучению в линии гелия ( λ=584 Å) с помощью приборов, установленных на космических аппаратах.

При прохождении света вблизи гравитирующего тела его траектория искривляется, свет притягивается к телу (рис. 4). Для обычных тел угол отклонения α мал ( α≪1) и выражается формулой α (b) = 4Gm/(bc2 ), где b – прицельный параметр, m – масса тяготеющего тела.

\includegraphics{pic4.eps}

Рис. 4. Схематическое изображение гравитационной линзы. Массивное тело С, расположенное между источником излучения И и наблюдателем Н, искривляет лучи, и наблюдатель видит два изображения источника А и В

Как видно из рис. 4, лучи, вышедшие из светящейся точки И, огибают тело С и достигают наблюдателя Н. Если источник света протяженный, то наблюдатель увидит два сильно астигматичных изображения объекта А и В. Тело С, которое своим тяготением искривляет поток лучей, получило название гравитационной линзы. Если гравитирующая масса линзы С не сосредоточена в центре объекта, а распределена по некоторому объему и лучи света могут свободно проходить через эту массу (такой случай реализуется для большей части объема галактик или скопления галактик), то траектории лучей будут более сложными. Как правило, наблюдатель сможет увидеть три изображения светящегося объекта (третий луч может проходить через центральную часть гравитационной линзы, почти не отклоняясь от своего пути).

Уже обнаружено проявление 3-5 гравитационных линз. Например, открыта пара квазаров QSO 0957+561 А, В, находящихся на угловом расстоянии 5″,7 друг от друга, имеющих идентичные спектры с красным смещением z=1,41 и почти одинаковую яркость. Гравитационной линзой в этом случае является галактика (или скопление галактик), находящаяся на пути от квазара к Земле и создающая его двойное изображение.

Гравитационная фокусировка света своеобразно проявляется при распространении света в пространстве, заполненном прозрачной тяготеющей материей. Тяготение материи, находящейся в конусе лучей, искривляет их, как схематически показано на рис. 5. Чем дальше объект, тем большая масса содержится в конусе лучей, тем сильнее отклонение. Это приводит к тому, что начиная с некоторого расстояния во Вселенной более далекий объект имеет уже не меньшие угловые размеры, а большие, чем такой же объект, расположенный ближе (подробнее о гравитационных линзах смотри в статьях Л.М. Ерухимова "Космические линзы и их роль в исследовании Вселенной" и А.М. Черепащука "Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы" в этом томе).

\includegraphics{pic5.eps}

Рис. 5. Эффект увеличения видимых угловых размеров α источника излучения И с ростом космологического расстояния до наблюдателя Н

Программа EROS. Кривая вращения, наблюдаемые у спиральных галактик, свидетельствуют, что гало у таких галактик должно состоять из темного вещества. Считается, что масса гало должна быть в десять раз больше, чем масса видимых частей галактик. Природа темного вещества пока неизвестна. Это могут быть взаимодействующие элементарные частицы или темные астрономические объекты типа коричневых карликов и черных дыр. Раскрытие природы гало оказало бы сильное влияние на космологию и на теорию образования галактик.

Польский астроном Б. Пачинский предположил, что темные астрономические объекты в гало нашей Галактики могут быть обнаружены при наблюдениях блеска отдельных звезд в Большом Магеллановом Облаке (БМО) благодаря гравитационному отклонению света: если массивный объект гало пройдет рядом с лучом зрения, направленным на звезду БМО, количество света, получаемого наблюдателем от этой звезды, увеличится. Увеличение количества света является функцией от прицельного параметра, то есть минимального расстояния между лучом зрения и массивным дефлектором. Введя понятие "радиуса Эйнштейна", RE ,

RE2=[4GM/c2] Dd [1-Dd / Ds] ,
где M – масса дефлектора, Dd – расстояние между наблюдателем и дефлектором и Ds – расстояние между наблюдателем и звездой, можно оценить увеличение блеска (подробнее см. статью А.М. Черепащука "Гравитационное микролинзирование и проблема скрытой массы" в этом томе). Оно превысит 0,3 звездные величины, если прицельный параметр будет меньше, чем радиус Эйнштейна дефлектора.

Вероятность такого увеличения блеска для данной звезды в любое заданное время равна вероятности того, что звезда будет находиться в круге площадью π RE2 с центром в любом дефлекторе между нами и звездой. Поскольку, RE2 пропорционально массе дефлектора, а количество дефлекторов в гало обратно пропорционально их массам, то эта вероятность зависит только от массы всего темного вещества, расположенного вдоль луча зрения, и не зависит от масс индивидуальных дефлекторов. Вероятность оказывается по порядку величины равной скорости вращения галактики в квадрате, деленной на скорость света, то есть примерно 10-6 . Более точные вычисления дают вероятность примерно 0,5 · 10-6 для увеличения блеска более чем на 0,3 звездной величины. Это значение было получено в предположении, что сферическое изотермическое гало имеет массу 4·1011 Mʘ и находится ближе к центру Галактики, чем БМО. Эта масса определяет кривую вращения для наблюдаемой скорости вращения Галактики 220 км/с.

Поскольку наблюдатель, звезда и дефлектор движутся относительно друг друга, длительность увеличения блеска составит примерно t~RE / Vt , где Vt – относительная поперечная скорость дефлектора. При линзировании звезд в БМО объектами гало Галактики эта относительная скорость приблизительно равна 200 км/с и наиболее вероятное время линзирования составляет t~ 70 (M / Mʘ) 1/2 дней (говоря "время линзирования", мы имеем в виду то время, в течение которого увеличение блеска составляет более чем 0,3 звездной величины). Так как t пропорционально M 1/2 , то количество случаев микролинзирования, фиксируемых за время наблюдения, будет обратно пропорционально M 1/2. И чтобы наблюдать один случай с характерным временем t, произведение количества наблюдаемых звезд и времени наблюдения должно быть порядка 106 .

Это может быть достигнуто, если гало состоит из невидимых объектов с массой порядка 10-7Mʘ , что соответствует характерному времени от нескольких месяцев до нескольких часов. Объекты с такой массой включают в себя водородные объекты, которые слишком легки, чтобы в них пошла термоядерная реакция ( M < 0,07 Mʘ ), но слишком тяжелы, чтобы водород улетучился из них в космос ( M > 0,07 Mʘ ). Чтобы зарегистрировать увеличение блеска на 0,3 звездной величины, погрешность фотометрических измерений должна быть не больше 0,1 звездной величины. Физические переменные звезды могут быть отсеяны, если потребовать, чтобы кривые блеска были симметричными, ахроматичными и имели единственный экстремум (увеличение не может повторяться).

Две группы начали поиск эффектов гравитационного микролинзирования. Первая группа (Ливермор-Беркли (центр астрофизики частиц)-Маунт Стромло-Сан Диего-Санта Барбара) наблюдала БМО в Маунт Стромло, Австралия. Вторая группа (она называлась EROS – Experience de Recherche d'Objets Sombres) начала свои наблюдения БМО в 1990 году в обсерватории ESO в Ла Силле (Чили). EROS состоит из двух программ. Первая предусматривает поиск дефлекторов с массой от 10-4Mʘ до 10-1Mʘ , соответствующей короткому времени линзирования в пределах от 1 до 30 дней. Использовались пластинки Шмидта с изображениями БМО; это позволило изучить приблизительно 10 млн звезд за период в несколько лет (примерно половина этих звезд достаточно яркие, чтобы заметить изменение на 0,3 звездной величины). Вторая программа предусматривает поиск дефлекторов с массой от 10-7Mʘ до 10-3Mʘ , соответствующее время линзирования от 1 до 3 дней. Специально сконструированная аппаратура позволяет одновременно просматривать примерно 150 000 звезд каждые 20 минут. Первые положительные результаты данной программы уже достигнуты.

Литература

  1. Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М.: Наука, 1974.
  2. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1984.
  3. Физика космоса . Маленькая энциклопедия. М.: Сов. энциклопедия, 1986.

Глоссарий Astronet.ru


Публикации с ключевыми словами: компактные объекты - Космология - Пульсар - Скрытая масса - Расширение Вселенной - гравитационное линзирование - гравитационные волны - нейтрино
Публикации со словами: компактные объекты - Космология - Пульсар - Скрытая масса - Расширение Вселенной - гравитационное линзирование - гравитационные волны - нейтрино
Карта смысловых связей для термина СОВРЕМЕННАЯ АСТРОНОМИЯ
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Оценка: 2.6 [голосов: 73]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования