Поверхность Земли начинается с литосферы (географической оболочки), где выступает рельеф, формирующий горы и равнины; и гидросферы, состоящей из океанов, морей и рек. Наша планета окутана плотными слоями атмосферы, состоящий на 77 % из азота, на 21 % из кислорода и еще на 1 % из различных газов. Атмосфера Земли содержит самое большое количество кислорода по сравнению со всеми известными на данный момент планетами во Вселенной.
Как образовалось ядро Земли? На этот вопрос ученые предлагают две гипотезы. Согласно первой версии вещество непосредственно после возникновения Земли было однородным. Оно целиком состояло из микрочастиц, которые можно сегодня наблюдать в метеоритах. Но по прошествии определенного промежутка времени эта однородная масса разделилась на тяжелое ядро, куда стекло все железо, и более легкую силикатную мантию. Иными словами, капли расплавленного железа и сопутствовавшие ему тяжелые химические соединения оседали к центру нашей планеты и образовывали там ядро, которое и в наши дни остается в значительной степени расплавленным. В соответствии со второй гипотезой ядро Земли сформировалось из железных метеоритов, которые сталкивались с поверхностью планеты, позже оно обросло силикатной оболочкой из каменных метеоритов и сформировало мантию.
Большое Магелланово Облако
Многие объекты в Магеллановых Облаках, спутниках нашей галактики, исследуются порой успешнее, чем объекты Млечного Пути. Магеллановы Облака изобилуют переменными звездами различных типов. В Большом Облаке насчитывается 4700 сверхгигантов с излучением мощнее, чем 10 000 солнц; там находятся рекордсмены по светимости среди известных нам звезд. Только в этих двух галактиках, не считая нашей, можно в настоящее время наблюдать долгопериодические и коротко-периодические цефеиды. Это очень важно для выработки правильных способов определения внегалактических расстояний.
Самая яркая сверхновая звезда за всю историю астрономии. Она удалена от нас на 3,8 млрд световых лет. Свет от вспышки этой сверхновой ярче нашего Солнца в 570 млрд раз и в несколько раз сильнее всех известных до этого сверхновых.
Туманность Улитка
Близкая к нам планетарная туманность, всего в 650 световых годах от нашей системы, в созвездии Водолея. На основе скорости ее расширения был определен возраст Улитки: 10600 лет. Размеры колоссального «глаза» достигают 2,5 световых года.
Обсерватория Кека
Обсерватория расположена на пике горы Мауна Кеа, в жерле спящего вулкана. Телескопы обсерватории оснащены адаптивной оптикой, устраняющей атмосферные искажения.
Радиотелескоп в Аресибо – крупнейший в мире, он используется для исследований физики атмосферы и радиолокационных наблюдений объектов Солнечной системы.
Межамериканская обсерватория Серро-Тололо
Часть комплекса американской национальной обсерватории NOAO. Профессиональные астрономы из любой страны мира могут подать заявку на использование телескопов, управляемых NOAO, согласно политике «открытого неба» NSF.
Телескоп Южного полюса
Этот мощный телескоп в Антарктиде служит, в первую очередь, для изучения реликтового излучения.
Новые технологии
Наша планета не такая уж большая. Вот один пример. Двоюродный дедушка Бориса Сунцеффа учился в школе вместе с Отто Струве (1897–1963) в царской России. Струве из семьи потомственных звездочетов, его дед, отец и дядя были астрономами. Семья бежала из России во время революции и оказалась в Турции, а потом в США, где Отто Струве стал директором обсерватории в Висконсине. Семья Сунцеффа тоже бежала из России, хотя в другом направлении, в Китай, а в конце концов они оказались в Сан-Франциско. Там бабушка Сунцеффа встретилась с Отто Струве.
Ник Сунцефф продолжил семейную традицию и учился у Алана Сандаджа, который в свою очередь был учеником, помощником и преемником Хаббла в Маунт-Вильсон, где в 1923 году Хаббл понял, что Млечный Путь – одна из множества галактик Вселенной, а в 1920 – что Вселенная расширяется. Сандадж стал работать в обсерватории Института Карнеги в 1948 году, а Сунцефф в 1982. Вначале оба занимались постоянной Хаббла (которую Сандадж обычно называл параметром Хаббла).
Постоянная Хаббла – коэффициент, связывающий расстояние до внегалактического объекта (например, другой галактики) со скоростью его удаления, выражается в км/с на мегапарсек (Мпк). В настоящее время две галактики, разделенные расстоянием в 1 Мпк, в среднем разлетаются со скоростью около 70 км/с. В моделях расширяющейся Вселенной постоянная Хаббла изменяется со временем, но термин «постоянная» оправдан тем, что в каждый данный момент времени во всех точках Вселенной постоянная Хаббла одинакова.
Ник Сунцефф, американский астроном и космолог (род. в 1952)
Напомню, как было сделано это открытие. В 1929 году Эдвин Хаббл выдвинул предположение о том, что звезды, находящиеся за пределами нашей галактики, удаляются от нас с огромной скоростью. Он основывал свое предположение на многочисленных измерениях величин красного смещения в спектрах далеких от нашей галактики цефеид, а также на представлениях Христиана Доплера о непосредственной связи изменения длин световых волн со скоростью и вектором движения источника излучения. Хаббл обнаружил, что смещение спектральных линий одних тех же элементов в спектрах внегалактических объектов в красную сторону (красное смещение) пропорционально расстоянию до этих объектов, и пришел к выводу: чем дальше находится источник излучения, тем больше скорость его удаления, равно как и скорость удаления Земли от наблюдаемого объекта. Постоянная Хаббла считается оценкой скорости расширения пространства и определяет величину приращения этой скорости на один мегапарсек расстояния до наблюдаемых источников электромагнитного излучения. В 1980-е годы, когда Сунцефф оказался в обсерватории института Карнеги, считалось, что постоянная Хаббла находится в диапазоне от 50 до 55 (км/с)/Мпк (сейчас 71 ± 4 (км/с)/Мпк).
Как раз когда Сунцефф прибыл в институт Карнеги, Сандадж заинтересовался сверхновыми (вместе с Густавом Тамманном). Несколько раз они вместе работали в Чили, на двух разных телескопах, и Сандадж просил Сунцеффа проверить, удалось ли ему обнаружить сверхновую. Таким образом Сунцефф тоже заинтересовался сверхновыми, и всякий раз, когда погода не позволяла вести наблюдения, отправлялся в библиотеку изучать материалы о сверхновых. И вскоре ему пришлось сменить своего учителя, потому что тот ослеп на правый глаз, который служил его рабочим инструментом на протяжении четырех десятилетий.
К тому времени изменилась практическая астрономия – в том виде, в котором она существовала на протяжении двухсот лет после изобретения телескопа. Все эти две сотни лет астрономы полагались только на свет, который бил им в глаза в какой-то момент, а затем этот свет исчез. Раньше астрономы могли нарисовать то, что увидели, они могли описать это словами. Они могли сделать замеры для определения местоположения объекта или описания его движения. Но теперь то, что они видели – сам свет, визуальную репрезентацию объекта в какой-то момент времени – исчезло.
Изобретение фотографии в середине 1800-х годов радикально изменило связь наблюдателей и их наблюдений. Фотографии имели очевидное преимущество для астрономии в сравнении с тем, что видит человеческий глаз. На фотографии сохранялось то, что видел астроном. Сохранялся сам свет, а следовательно, и образ объекта в определенный момент. Астрономы смогли ссылаться не только на свои рисунки, словесные описания и математические расчеты, а на фактически увиденное и зафиксированное. И это мог сделать любой другой астроном, а не только проводивший наблюдения.
Более того, фотография позволяла ученым не только собирать свет, она позволяла это делать на протяжении какого-то времени. Свет не просто «приземлялся» на фотографическую пластинку, он приземлялся и оставался на ней, а потом к нему добавлялся другой свет. Источники света были такими слабыми, что человек не мог их видеть не то что невооруженным глазом, а и с помощью телескопа, но это могла фотопластинка, которая работала как губка. Она могла всю ночь впитывать свет.
В астрономии фотопластинки использовались более ста лет для наблюдений за небесными телами и в спектрометрии. Их важным достоинством перед пленкой долгое время оставалось полное отсутствие усадки после лабораторной обработки и сушки. Это позволяло проводить достоверные измерения некоторых величин по изображению. В астрономии пластинки использовались до 1990-х годов. Фактически это фотоматериал на стеклянной подложке – плоскопараллельная стеклянная пластинка с нанесенной на нее светочувствительной эмульсией. Фотографические пластинки сменили ПЗС-матрицы (приборы с зарядовой связью – сокращение по первым буквам), которые также именуют CCD-матрицами, используя сокращение от английского Charge-Coupled Device. Это специализированная аналоговая интегральная микросхема, состоящая из светочувствительных фотодиодов, выполненная на основе кремния, использующая технологию приборов с зарядовой связью. В этих приборах кремний собирает свет, один фотон создает один электрический заряд. Фотопластинка чувствительна всего лишь к 1–2% доступных фотонов, а ПЗС могут достигать 100 % – преимущество очевидно для любого аспекта астрономии. Это цифровая технология – обработку изображений можно делать с помощью компьютера, а больше света означает, что можно видеть дальше и собирать данные быстрее.
Польза сверхновой для космологии в большой степени зависит от кривой блеска, которая показывает усиление и уменьшение яркости сверхновой на протяжении какого-то периода времени. Кривая блеска каждой сверхновой резко поднимается в течение нескольких дней, пока сверхновая идет к максимальной яркости, а потом постепенно падает по мере того, как сверхновая тускнеет. Но поскольку каждый тип сверхновых высвобождает свой собственный набор элементов (например, водород может быть, а может и не быть), появляется он в результате специфического процесса (взрыв или схлопывание), то кривая блеска поднимается и падает особым образом для каждого типа. Чтобы выяснить эту схему, нужно знать, когда кривая достигает пика, то есть яркость достигает максимума, так что вам нужно обнаружить сверхновую, пока яркость усиливается. Потом нужно за ней следить – чем больше наблюдений, чем больше данных можно зафиксировать на графике, а чем больше данных, тем надежнее кривая. Но эти наблюдения будут верны, только если вы уверены в яркости света сверхновой, а точность измерений зависит от того, насколько хорошо вы способны отличить свет сверхновой от света галактики, в которой она находится. Технология, позволяющая делать больше наблюдений, а потом увеличивать эти наблюдения пиксель за пикселем, помогает уменьшить количество ошибок. Скорость и точность ПЗС-технологии в этом помогают лучше всего, а работа фотометриста, такого как Сунцефф, становится искусством.