Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Скопления заполнены горячим газом с температурой в десятки миллионов градусов.

Также скопления галактик важны для исследований в области фундаментальной физики: изучение динамики скоплений помогает проводить тесты различных теорий гравитации. На данный момент наилучшего согласия удается добиться в рамках общей теории относительности (с учетом темного вещества).

Рентгеновские наблюдения позволяют изучать свойства горячего газа в скоплениях галактик, что дает возможность определять параметры скоплений и исследовать их историю. Газ в формирующихся скоплениях остывает, течет в центр и образует гигантскую центральную галактику, однако затем сверхмассивная черная дыра, находящаяся в центральной массивной галактике скопления, своей активностью разогревает газ. Анализ структур в газе позволяет определить и историю активности черной дыры. Предполагается, что запуск спутника «Спектр-Рентген-Гамма» позволит обнаружить до 100 000 скоплений галактик по рентгеновскому излучению горячего газа в них (это все крупные скопления в видимой части Вселенной). Вместе с наблюдениями эффекта Сюняева – Зельдовича (рассеяния фотонов реликтового излучения на электронах горячего газа скоплений) в миллиметровом диапазоне рентгеновские данные позволят существенно продвинуться в уточнении базовых космологических параметров, в том числе касающихся свойств темной энергии.

Начиная с 1990-х гг. в арсенале астрофизиков появился очень мощный метод для изучения скоплений галактик, разработанный Энтони Тайсоном (Anthony Tyson). Наблюдая сквозь скопления существенно более далекие галактики, мы видим их искаженными, причиной искажений является искривление пространства массой скопления. Фактически это гравитационное линзирование, только эффект очень невелик, поэтому данный метод называют слабым линзированием . Обработка и анализ искаженных изображений большого числа галактик позволяет измерить распределение масс в скоплении галактик, выступающем в роли линзы, вне зависимости от того, чем определяется масса: звездами, газом или темным веществом. Исследование некоторых скоплений галактик таким способом дает самые надежные аргументы в пользу существования темного вещества.

Наряду с биологической эволюцией на Земле расширение Вселенной представляет собой один из самых грандиозных процессов, происходящих в природе. Наблюдения однозначно говорят нам, что в настоящее время расстояния между достаточно далекими галактиками увеличиваются, причем последние несколько миллиардов лет это происходит все быстрее и быстрее. Плотность вещества снижается, а температура заполняющего Вселенную излучения уменьшается, а это значит, что когда-то мир был заполнен горячим плотным веществом. Тогда не могло существовать не только звезд и галактик, не только атомов и молекул, но даже привычные нам частицы – электроны, протоны, нейтроны – не могли стабильно существовать из-за экстремально больших значений плотности и температуры.

Расширение началось почти 14 млрд лет назад. Спустя десятки миллионов лет появились первые звезды, затем галактики, вплоть до настоящего времени формируются скопления и сверхскопления галактик. На протяжении космической истории менялся химический состав Вселенной: водорода становилось все меньше, а количество тяжелых элементов увеличивалось.

Современная космология начала свою историю около 100 лет назад, когда появилась общая теория относительности и когда астрономы научились измерять расстояния до далеких галактик и их скорости. Многого мы пока не знаем: что было в самом начале, что будет со Вселенной в далеком будущем. Но новые важные открытия приближают нас к разгадкам этих тайн, поэтому космология столь интересна и привлекательна.

Теоретические работы, положившие начало современной космологии, появились немного раньше ключевых наблюдений в этой области. Первую космологическую модель в рамках общей теории относительности рассмотрел сам Эйнштейн в 1917 г. В этом же году появилась и статья Виллема де Ситтера (Willem de Sitter), в которой обсуждалась возможность роста скорости с расстоянием. Однако в своем построении Эйнштейн исходил из идеи о стационарности Вселенной, для достижения которой ему пришлось добавить так называемую космологическую постоянную. Первые реалистичные модели в рамках ОТО были рассчитаны Александром Фридманом в 1922 г., который получил решения для расширяющейся или сжимающейся Вселенной. Следующий важный шаг был сделан Жоржем Леметром (Georges Lemaitre) в 1927 г.; в своих последующих работах в начале 1930-х гг. он дал исчерпывающее объяснение данным наблюдений Хаббла, а также рассмотрел ряд моделей, в том числе и с космологической постоянной, с разными законами изменения масштабного фактора. К числу последних относится и современная модель, в которой первые несколько миллиардов лет расширение Вселенной замедляется, а затем – ускоряется. Однако теория оставалась лишь теорией, пока не появились новые данные наблюдений.