Если сравнить эту карту с картой РИ, полученной спутником WMAP, то даже с учетом гравитационной неустойчивости совсем не очевидно, как флуктуации порядка «один на 100 тысяч» могли привести к образованию такой Вселенной, невероятно структурированной на уровне распределения галактик, какую мы наблюдаем сегодня. Уравнения гравитационной неустойчивости (основанные на ньютоновском законе всемирного тяготения, но учитывающие дополнительные сложности, связанные с расширением Вселенной) можно решить приблизительно и убедиться, что числа в целом верны. Но чтобы посчитать как следует и понять, какое гравитационное воздействие оказывает каждая частица материи во Вселенной на каждую другую частицу, нужен большой компьютер. В качестве исходных данных берем распределение материи с небольшими флуктуациями на том уровне, который зафиксирован на карте РИ. Затем подключаем действие гравитации плюс эффект расширения Вселенной и моделируем на компьютере, как эта структура должна была развиваться в течение 13,8 миллиарда лет. Результирующее распределение галактик, которое дают такие компьютерные модели, демонстрирует такую же структурность, которую мы видим на картах: скопления, войды и волокна – точно таких размеров и с такой же контрастностью, как и при наблюдениях.
Разумеется, мы не рассчитываем, что компьютерные модели позволят в точности воспроизвести структуры, встречающиеся в современной Вселенной, – нет, это будут просто структуры с такими же статистическими свойствами. Как вы помните, та часть Вселенной, которую мы видим в форме РИ, очень далека от нас; мы не можем наблюдать, как из материи формируются ближайшие к нам галактики. Но мы действительно полагаем, что общие свойства (и в том числе флуктуации) материи, породившей РИ, статистически подобны свойствам материи, из которой образовались галактики, расположенные вокруг нас. В целом крупные компьютерные симуляции, основанные на модели Большого взрыва, удивительно успешно воспроизводят волокнистую паутиноподобную структуру, которую мы видим при наблюдениях.
Итак, вот он, окончательный триумф модели Большого взрыва. Мы исследовали прогнозы этой модели и сравнили их с наблюдениями всеми доступными способами. Мы логически заключили, что возраст Вселенной, 13,8 миллиарда лет, отлично согласуется с возрастом древнейших звезд (то есть Вселенная немного старше). Мы пришли к выводу, что ядра водорода и гелия сформировались в первые минуты после Большого взрыва в соотношении 12: 1, что в точности соответствует наблюдениям, а также смогли спрогнозировать количество образующегося при этом дейтерия, что также полностью согласуется с наблюдениями. Мы предсказали существование космического фонового микроволнового излучения и его различные свойства: температуру, спектр и невероятную равномерность; все это абсолютно согласуется с наблюдениями. Вероятно, наш самый впечатляющий успех – в следующем прогнозе: мы предсказали, что реликтовое излучение должно быть не совершенно изотропным, а содержать флуктуации масштаба примерно «один к ста тысячам», причем вариации излучения зависят от углового масштаба, который описывается сложной кривой. Измерения, сделанные со спутников WMAP и «Планк», также хорошо подтвердили этот прогноз. Наконец, компьютерные модели нарастания таких флуктуаций в условиях гравитационной неустойчивости демонстрируют, что в настоящее время Вселенная должна быть строго структурирована: галактики выстраиваются нитями длиной в сотни миллионов световых лет – именно такие нити мы видим на картах Слоановского цифрового обзора неба. Модель Большого взрыва уже давно не «просто теория»: она подтверждается обширной совокупностью эмпирических и количественных доказательств и блестяще проходит все испытания, при помощи которых мы пытаемся ее проверить.
Глава 16Квазары и сверхмассивные черные дыры
Автор: Майкл Стросс
В 1950-е годы радиоастрономия (наука об электромагнитном излучении астрономических объектов на длинах более сантиметра) только зарождалась. В те годы лишь начиналось картографирование неба при помощи радиотелескопов. Было непросто определить, какие астрономические объекты являются источниками наблюдаемых радиоволн, поскольку радиотелескопы не давали достаточного разрешения, которое бы позволило точно локализовать радиоисточник в небе. То есть телескоп мог указать положение радиоисточника с точностью примерно до градуса, и было совершенно неочевидно, какая из тысяч звезд и галактик, расположенных в этом регионе неба, излучает радиоволны.
Самые лучшие радиокарты неба в то время были сделаны в Англии; радиоастрономы из Кембриджского университета, занимавшиеся этой работой, опубликовали несколько каталогов с радиоисточниками, которые нашли на этих картах. Наша история начинается с 273-й записи в третьем кембриджском каталоге, лаконично названной 3С 273. Оказалось, что путь Луны на небе случайно пересекает 3C 273, и, аккуратно зафиксировав, когда именно радиоисточник исчезает за Луной, астрономы смогли локализовать его с исключительной точностью. Затем астрономы сфотографировали эту область неба в видимом свете, чтобы посмотреть, что же за объект излучает радиоволны. К их удивлению, объект 3C 273 напоминал звезду – слишком тусклую, поэтому незаметную невооруженным глазом, но, определенно, объект был достаточно ярок, чтобы без проблем изучать его при помощи крупнейшего оптического телескопа в мире. Это был 200-дюймовый (5,08 м) телескоп Хейла Паломарской обсерватории.
Мартен Шмидт, молодой профессор из Калифорнийского технологического института в Пасадене, осознавал: чтобы выяснить, что это за звезда, нужно измерить ее спектр. Он получил этот спектр при помощи пятиметрового телескопа в 1963 году, но, изучив данные, так и не понял, что перед ним.
Он видел серию очень широких эмиссионных линий, длины которых не соответствовали никаким известным атомам. Сначала он подумал, что это может быть какая-то крайне необычная карликовая звезда, но потом его осенило. Он понял, что перед ним – обычные эмиссионные линии водорода из серии Бальмера, образующие характерный узор, хорошо известный по изучению других звезд. Однако эти линии находились не в том волновом диапазоне, где положено, а были все как одна сдвинуты в красную область спектра на ошеломительные 16 % (рис. 16.1). Таким образом, длины волн у всех составляющих этого спектра были на 16 % больше, чем при бальмеровских переходах, наблюдаемых в лабораторных условиях на Земле.
Рис. 16.1. Спектр квазара 3C 273. В эмиссионном спектре наиболее заметны линии водорода из серии Бальмера, как показано на рисунке. В каждом случае проведена стрелка от значения длины волны в системе покоя к наблюдаемому значению длины волны. Во всех этих случаях фиксируется красное смещение на 15,8 %. Также в спектре присутствуют эмиссионные линии кислорода, гелия, железа и других элементов. Иллюстрация предоставлена: Майкл Стросс, по данным, полученным на «Нью Текнолоджи Телескоп» в Ла-Силья, Чили; M. Türler et al. 2006, Astronomy and Astrophysics 451: L1–L4, http://isdc.unige.ch/3c273/#emmi, http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/images/3C273z.gif
Могло ли такое красное смещение быть связано с расширением Вселенной? Такое огромное красное смещение соответствует (исходя из современного значения постоянной Хаббла) расстоянию примерно в 2 миллиарда световых лет. На тот момент уже были известны некоторые галактики, обладавшие подобными большими значениями красного смещения, но они были невероятно тусклыми, рассматривать такие объекты можно было лишь на пределе возможности телескопов. Но 3C 273 был в несколько сотен раз ярче, чем такие тусклые и размытые галактики. Более того, он походил на звезду, то есть на яркую точку, и не был вытянут подобно галактике. Оставались две возможные интерпретации: (1) может быть, до этого объекта гораздо меньше 2 миллиардов световых лет – возможно, он находится даже в пределах нашей Галактики – и его красное смещение никак не связано с расширением Вселенной либо (2) этот объект обладает колоссальной светимостью. Согласно закону обратных квадратов, если объект 3C 273 действительно удален от нас на 2 миллиарда световых лет, то он может быть таким ярким, лишь если в сотни раз превосходит по светимости целую галактику с 1011 звезд!
Мартен Шмидт рассказал о своем открытии коллеге Джесси Гринстейну. Оказалось, что Гринстейн измерял спектр другого радиоисточника 3C 48; тогда Джесси сразу понял, что два этих объекта похожи, но красное смещение у 3C 48 было еще выше и составляло 0,37 (или 37 %). Шмидт рассудил, что в небе должно быть еще множество таких неизвестных объектов и самое время приняться за их поиски. Когда он и другие ученые стали открывать все новые звездоподобные радиоизлучающие объекты такого рода, с еще более значительными красными смещениями, для этих объектов потребовалось название. Сначала использовали термин «квазизвездный радиоисточник», но он был слишком громоздким, поэтому его вскоре сократили до слова «квазар». Хотя первые квазары были обнаружены по радиоизлучению, Алан Сендидж (прославившийся измерениями постоянной Хаббла) вскоре открыл аналогичные звездоподобные объекты с сильным красным смещением, которые не излучали радиоволн. На самом деле, большинство квазаров слабо излучают в радиочастотном диапазоне.
Рис. 16.2. Фриц Цвикки с каталогом галактик. Снимок предоставлен архивом Калтеха
Фриц Цвикки, о котором мы уже говорили в главе 12, работал в Калтехе вместе со Шмидтом и Гринстейном. Он был одним из самых ярких и эксцентричных деятелей астрономии XX века (рис. 16.2). Цвикки сделал ряд открытий, настолько опередивших свое время, что все остальное астрономическое сообщество «нагоняло» Цвикки десятилетиями. Как вы уже знаете, в 1933 году он первым логически вывел существование темной материи, обратив внимание на движение галактик в скоплениях. Идея о темной материи закрепилась в астрономическом сообществе только в 1970-е годы, когда Мортон Робертс, Вера Рубин и ее коллеги начали измерять вращение внешних областей галактик, а Джереми Р. Острайкер, Джим Пиблс и Амос Яхил, вооружившись аргументами об устойчивости, постепенно нашли в галактиках большие количества темной материи. Цвикки и его коллега Вальтер Бааде в 1934 году (верно!) предположили, что при взрывах сверхновых могут образовываться нейтронные звезды, – эта идея подтвердилась лишь 30 лет спустя, после открытия пульсаров. Именно Цвикки и Бааде придумали термин «