Скопление галактик в созвездии Девы
1. Пространственное распределение галактик. Галактики, как и звёзды, образуют группы и скопления. Известно около 7000 скоплений галактик. Около 40 ближайших галактик, из которых наиболее массивные — наша Галактика и туманность Андромеды, — образуют систему галактик размерами в несколько сотен килопарсек, которая получила название Местной группы галактик.
Рисунок 166 — Скопление галактик в созвездии Девы
Более крупные объединения галактик группируются в системы галактик. Они содержат до тысячи галактик, и их размер составляет несколько мегапарсек.
Ближайшее крупное объединение галактик размером примерно 5 Мпк находится в направлении созвездия Девы на расстоянии около 20 Мпк (рис. 166). В его состав входят гигантские эллиптические и спиральные галактики, например радиогалактика Дева А, спиральная галактика.
Рисунок 167 — Галактика «Сомбреро»
Самое удалённое скопление галактик, до которого определено расстояние (5200 Мпк), располагается в созвездии Волосы Вероники. Только с помощью самых крупных телескопов можно различить его ярчайшие галактики. Комплексы скоплений галактик размерами 30—60 Мпк, содержащих десятки скоплений, называются сверхскоплениями галактик. Скопление галактик в созвездии Девы является центральным сгущением в сверхскоплении галактик, в которое входит и наша Местная группа галактик. Общее число галактик нашего сверхскопления, исключая карликовые, — около 2000, а размер — около 60 Мпк. Пока выявлено около 50 сверхскоплений. Скоплений более высокого ранга не обнаружено.
Рисунок 168 — Ячеистое распределение галактик в пространстве (в разрезе, проходящем через скопление в созвездии Волосы Вероники)
Сверхскопления и скопления галактик образуют в пространстве волокноподобные структуры, напоминающие собой ячейки или пчелиные соты (рис. 168). В «волокнах» собраны скопления галактик, на пересечении «сот» — сверхскопления галактик. Размеры пустот «ячеек» составляют около 100 — 150 Мпк, толщина «волокон» — около 10 Мпк. Средняя плотность вещества в «волокнах» — порядка 10-24 кг/м3. Крупномасштабная структура Вселенной имеет ячеистосотовый вид. Средняя плотность светящегося вещества в масштабах больше 300 Мпк равна 3 • 10-28 кг/м3. Это и есть среднее значение плотности светящегося вещества в наблюдаемой части Вселенной, т. е. в больших масштабах Вселенная в среднем однородна.
Ячеистое распределение галактик
2. Расширение Вселенной. Совокупность наблюдаемых галактик всех типов и их скоплений, межгалактической среды образует Вселенную.
Одно из важнейших свойств Вселенной — её постоянное расширение, «разлёт» скоплений галактик, о чём свидетельствует красное смещение в спектрах галактик. Вселенная находится в состоянии приблизительно однородного и изотропного расширения. Однородность означает одинаковость всех свойств материи всюду в пространстве, а изотропия — одинаковость этих свойств в любом направлении. Однородность свидетельствует об отсутствии выделенных областей пространства, а изотропия — об отсутствии выделенного направления. Предположение об однородности и изотропии Вселенной называют космологическим принципом.
Гипотезу о расширении Вселенной на основе общей теории тяготения А. Эйнштейна и строгих расчётов выдвинул в 1922 г. русский учёный А. А. Фридман. Расчёты показали, что Вселенная не может быть стационарной; в зависимости от средней плотности вещества во Вселенной она должна либо расширяться, либо сжиматься. Нестационарная модель Вселенной утвердилась в науке лишь после того, как Э. Хаббл обнаружил разбегание галактик (см. закон Хаббла в § 29).
Из расчётов Фридмана вытекали три возможных следствия: Вселенная и её пространство расширяются с течением времени; Вселенная через определённое время начнёт сжиматься; во Вселенной чередуются через большие промежутки времени циклы сжатия и расширения. Возникает вопрос: какой из трёх вариантов реализуется в нашей Вселенной? Ответить на него предстоит наблюдательной астрономии, которая должна оценить современную среднюю плотность вещества во Вселенной и уточнить значение постоянной Хаббла. Почему важно уточнение этих двух постоянных величин?
При создании модели расширяющейся Вселенной было показано, что существует некоторое значение критической плотности ρкр Вселенной, определяемое по формуле:
где G — гравитационная постоянная, Н — постоянная Хаббла. Расчёты по данной формуле дают, что rкр = 10-26 кг/м3. По современным оценкам, плотность вещества Вселенной близка к критическому значению: она либо немного больше, либо немного меньше (не решён окончательно вопрос об учёте межгалактического газа и «скрытой массы»). Если фактическая средняя плотность вещества во Вселенной больше критической, то в будущем расширение Вселенной должно смениться её сжатием. Если средняя плотность вещества во Вселенной меньше критической, то расширение продолжится.
Постоянная Хаббла позволяет оценить время, в течение которого продолжается процесс расширения Вселенной. Определено, что оно не меньше 10 млрд и не более 19 млрд лет. Наиболее вероятное значение среднего возраста Вселенной — около 15 млрд лет. Эта величина не противоречит оценкам возраста наиболее старых звёзд.
Рисунок 169 — Схема развития Вселенной от Большого взрыва до настоящего времени
3. Модель горячей Вселенной. В основе современной астрономической картины мира об эволюции Вселенной лежит модель горячей Вселенной. В соответствии с ней на ранних стадиях расширения Вселенная характеризовалась не только высокой плотностью вещества, но и его высокой температурой. Гипотезу «горячей Вселенной» выдвинули Ж. Леметр и Г. А. Гамов. Она получила название Большого взрыва.
Теория Большого взрыва: как зародилась Вселенная
Согласно этой теории, предполагается, что Вселенная возникла в результате взрыва из состояния с очень высокой плотностью материи, обладающей огромной энергией. Это начальное состояние материи называется сингулярностью — точечный объём с бесконечной плотностью. Расширение Вселенной нельзя рассматривать как расширение сверхплотной вначале материи в окружающую пустоту, ибо окружающей пустоты не было. Вселенная — это всё существующее. Вещество Вселенной с самого начала однородно заполняло всё безграничное пространство. И хотя давление было огромным, оно не создавало расширяющей силы, так как везде было одинаковым. Причины начала расширения Вселенной до конца не известны. По мере её расширения температура падала от очень высокой до очень низкой, что и обеспечило благоприятные условия для образования звёзд и галактик.
Шкала времени рождения Вселенной
На основании моделей Фридмана была разработана поэтапная физическая картина эволюции вещества начиная с момента взрыва (рис. 169).
Чуть более трёх минут спустя формирование ранней Вселенной закончилось и начался процесс соединения протонов и нейтронов в составные ядра. Затем почти 500 тыс. лет шло медленное остывание. Когда температура Вселенной упала примерно до 3 тыс. градусов, ядра водорода и гелия уже могли захватывать свободные электроны и превращаться в нейтральные атомы. Через миллион лет после начала расширения наступила эра вещества, когда из горячей водородно-гелиевой плазмы с малой примесью других ядер стало развиваться многообразие нынешнего мира.
Неоднородности во Вселенной, из которых впоследствии возникли все структурные образования, зародились в виде ничтожных случайных отклонений (флуктуаций), а затем усилились в эпоху, когда ионизированный газ во Вселенной стал превращаться в нейтральный, т. е. когда излучение «оторвалось» от вещества.
После того как вещество стало прозрачно для электромагнитного излучения, в действие вступили гравитационные силы. Они стали преобладать над всеми другими взаимодействиями между массами практически нейтрального вещества, составлявшего основную часть материи Вселенной. Гравитационные силы создали галактики, звёзды и планеты.
Какова судьба Вселенной? Существуют две теоретические модели будущего Вселенной — закрытая и открытая.
Закрытая модель предполагает, что Вселенная может быть представлена как грандиозная закрытая система, испытывающая множество эволюционных циклов. Цикл расширения сменяется циклом последующего сжатия до возвращения в сингулярное состояние, затем новый взрыв и т. д. Полный цикл расширения и сжатия Вселенной составляет примерно 100 млрд лет. Каждый раз, возвращаясь к сингулярности, Вселенная теряет «память» о прошлом состоянии и может снова «родиться» с совершенно новым набором физических констант.
В открытых моделях Вселенной рассматриваются разные варианты её «тепловой смерти». Предполагается, что уже через 1014 лет многие звёзды остынут, и это в последующем приведёт к отрыву планет от своих звёзд, а те, в свою очередь, начнут покидать галактики. Затем центральные части галактик коллапсируют, образуя чёрные дыры, и тем самым прекращают свое существование.
Главные выводы 1. В охваченной астрономическими наблюдениями части Вселенной существуют миллиарды галактик. В пространстве галактики распределены неравномерно, образуя группы, скопления и сверхскопления галактик. 2. Основное свойство Вселенной — её расширение. 3. На современном этапе развития науки рассматривается модель эволюционной Вселенной, которая со временем изменяет свою структуру и свойства.
Контрольные вопросы и задания
1. Опишите пространственное распределение галактик во Вселенной.
2. Как объясняется красное смещение и о чём оно свидетельствует?
3. В чём состоит сущность теории расширяющейся Вселенной?
4. К каким выводам о стационарности Вселенной пришёл А. А. Фридман?
5. Что такое критическая плотность Вселенной? В какой взаимосвязи критическая плотность находится с расширением или сжатием Вселенной?
6. Опишите модель горячей Вселенной.
7. Что понимается под закрытой и открытой моделями Вселенной?