Страница 4 из 5
В планах ученых строительство в 2020 г. грандиозного сооружения – Гигантского Магелланова телескопа. В его системе будут присутствовать семь зеркал, каждое из которых будет весить около 20 тонн и иметь диаметр больше 8 метров. При помощи этого мощнейшего за всю историю астрономии телескопа планируется найти ответ на многие загадки Вселенной, включая темную материю и темную энергию.
Современные рефракторы мало отличаются от своих двухлинзовых предшественников, правда для изготовления линз сейчас используется улучшенное оптическое стекло, что дает возможность поднять качество изображения на довольно высокий уровень. Среди рефракторов нет гигантов, подобных самым крупным рефлекторам, так как изготовить стеклянную линзу диаметром больше метра затруднительно.
Кроме рефлекторов и рефракторов существует и компромиссный вариант оптического телескопа – зеркально-линзовые системы. Зеркало используется в них для фокусировки излучения, линзы – для коррекции изображения. Такие телескопы применяются преимущественно в астрометрии – разделе астрономии, который занимается определением местонахождения небесных объектов.
До появления радиоастрономии ученые исследовали космос лишь в видимых лучах спектра. Радиотелескопы, появившиеся в середине XX в., позволили исследовать электромагнитное излучение космических объектов, в том числе и очень удаленных, в диапазоне радиоволн. Строение радиотелескопа напоминает строение подобного оптического прибора, только вместо зеркала или линзы, собирающих свет, в нем используется антенна, собирающая электромагнитные волны. Существует мнение, что это замечательное изобретение помогло астрономам совершить столько же открытий, сколько было совершено за все предыдущие века.
Благодаря радиоастрономии стало возможным исследование межзвездного газа и галактических ядер, сверхновых звезд и пульсаров и многих других тайн космоса.
Кроме радиоволн, существуют и другие виды электромагнитного излучения, и каждый из них используется для исследования космоса. Инфракрасная астрономия анализирует инфракрасные лучи, приходящие из глубин Вселенной. Так как значительная их часть поглощается атмосферой нашей планеты, приборы, работающие в данном диапазоне, обычно размещают на спутниках. Инфракрасные телескопы особенно эффективны для изучения холодных объектов – остывающих звезд, планет, расположенных за пределами Солнечной системы, космических молекулярных облаков, газопылевых звездных дисков.
Приборы, фиксирующие ультрафиолетовое излучение, применяются для изучения соответствующего спектра космических лучей. С их помощью можно получить информацию о плотности, температуре и химическом составе объекта. Ультрафиолетовая астрономия занимается в основном наблюдением за далекими звездами и галактиками.
Основные источники рентгеновского излучения в космическом пространстве – это нейтронные звезды, квазары (активные ядра галактик), остатки сверхновых, скопления галактик и черные дыры. Для их исследования применяют рентгеновские телескопы. Так как земная атмосфера является препятствием для прохождения этого вида лучей, место их работы – искусственные спутники Земли.
Астрономию нашего времени часто называют всеволновой – потому что она может исследовать все известные виды излучений, приходящие к нам из космоса, а также внеатмосферной – потому что значительная часть исследований проводится за пределами земной атмосферы. Телескопы, установленные на различных видах космической техники, ежедневно обогащают наши знания о строении Вселенной.
1.6. Все не так просто: модели Вселенной от Эйнштейна до теории струн
Классическое учение о Вселенной времен Ньютона рассматривало мироздание как нечто статичное. Астрономы исследовали звезды, планеты и другие небесные тела, их образование, движение, перемены, происходящие с ними. Но о том, что сама Вселенная тоже имеет определенные стадии развития, они не задумывались.
Вопрос об эволюции Вселенной возник после открытий Эйнштейна. В 1917 г. он впервые опубликовал работы, посвященные общей теории относительности, согласно которой гравитацию создает само пространство-время, она является его геометрическим свойством. Общая теория относительности Эйнштейна содержала в себе уравнение тяготения, которое можно было решить разными способами – это и породило множество моделей Вселенной.
Первую модель предложил сам Эйнштейн в том же 1917 г. в статье «Космологические соображения к общей теории относительности». Согласно этой модели, Вселенная однородна, ее физические характеристики не зависят от направления, распределение материи осуществлено равномерно, силу притяжения (гравитацию) компенсирует сила отталкивания. В модели Эйнштейна Вселенная все еще оставалась стационарной, он даже ввел в свою теорию космологическую постоянную.
Некоторое время эта модель казалась приемлемой, но новые открытия самого автора заставили ученых взглянуть на проблему по-другому. Вскоре голландский астроном Биллем де Ситтер представил научному миру свой вариант решения уравнения тяготения. Этот вариант оставался приемлемым, даже если во Вселенной вовсе не было материи. С появлением материи и, следовательно, массы, происходило отталкивание, что вело к расширению системы.
Идею о расширяющейся Вселенной развил советский ученый Александр Фридман. Он создал теорию нестационарной Вселенной и обнаружил, что модель стационарной Вселенной Эйнштейна является ее частным случаем. Таким образом Фридман доказал, что общая теория относительности вовсе не подразумевает конечности пространства, как считалось ранее. Из расчетов Фридмана следовало: так как Вселенная расширяется, должно наблюдаться красное смещение (сдвиг линий спектра химических элементов в сторону длинных волн красного цвета), пропорциональное расстоянию. Этот эффект был обнаружен Эдвином Хабблом в 1929 г., таким образом теория расширяющейся Вселенной получила экспериментальное подтверждение.
Эйнштейн, который поначалу не соглашался с выкладками Фридмана, позднее признал свою неправоту и назвал космологическую постоянную, введенную в уравнения, своей самой большой ошибкой. В настоящее время, с появлением понятия темной энергии, ученые вернулись к этой постоянной. Возможно, она позволит объяснить сущность этого загадочного явления.
Следствием решения уравнений Фридмана могут быть три варианта. В первом варианте средняя плотность материи равна некоторой критической величине; Вселенная, которая поначалу была точкой, постоянно расширяется. Пространство в этой модели плоское, его можно описать геометрией Евклида (элементарной геометрией), и бесконечное. Расширение Вселенной будет вечным, но в бесконечном удалении его скорость будет приближаться к нулю.
Во второй модели плотность и излучение Вселенной меньше критических. Пространство в этом случае также будет бесконечно расширяться, это расширение никогда не закончится и не уменьшится; скорости удаления галактик не будут стремиться к нулю. Пространство в этой модели обладает кривизной и описывается геометрией Лобачевского: параллельные прямые в этом варианте Вселенной могут пересекаться.
Третье решение уравнений Фридмана приводит к модели Вселенной, где средняя плотность вещества больше критической. В этом случае расширение Вселенной, имеющее место в настоящий момент, когда-нибудь закончится и сменится сжатием, что в конечном итоге закончится сингулярной точкой (точкой с бесконечной плотностью и температурой). Это состояние, в противоположность Большому взрыву, называют Большим хрустом. Пространство третьей модели Вселенной, конечно, обладает положительной кривизной и по форме близко к трехмерной гиперсфере. Его закономерности описывает сферическая геометрия Римана: параллельные прямые в этом пространстве невозможны.
На сегодняшний день большая часть ученых считает наиболее вероятной первую модель Вселенной, так как средняя плотность вещества, по последним данным, меньше критической. Но вполне вероятно, что при исследованиях были учтены не все виды материи, и данные о плотности могут со временем измениться.