Подпишитесь на оповещения
от Газеты.Ru
Дополнительно подписаться
на сообщения раздела СПОРТ
Отклонить
Подписаться
Получать сообщения
раздела Спорт

Кривые зеркала Вселенной-3

Лектор: (none) 19.01.2007, 18:28
Фото: laughtergenealogy.com

Завершаем рассказ об одном из методов астрономических исследований и некотором круге явлений, которые он объединяет - о гравитационном линзировании.


ГИГАНТСКИЕ ЛИНЗЫ И ГИГАНТСКИЕ ДУГИ

С увеличением массы линзы возрастают и углы, на которые расщепляются компоненты изображения далеких галактик и квазаров. Если для галактик характерные углы составляют секунды дуги, то для массивных галактических скоплений это уже десятки и сотни секунд. И действительно, в 1986 году сразу две группы - американцы Линд и Петросян и французская группа под руководством Женевьевы Сукай открыли удивительные объекты - гигантские дуги, протяженностью в десятки секунд, образованные за счет линзирования очень далеких галактик на галактических скоплениях. Впрочем, поначалу для объяснения появления этих дуг высказывалось много гипотез, но верной оказалась лишь одна из них, выдвинутая великим польским астрономом Богданом Пачиньским, - гравитационное линзирование. Как это неоднократно случалось во второй половине XX века, Пачиньский оказался прав. Образование гигантских дуг - непосредственное и очевидное свидетельство способности космических линз увеличивать далекие изображения.

Рисунок 1. Действие крупного скопления Abell 2218 на изображения галактик, лежащих далеко на заднем плане. На изображении, полученном Жаном-Полем Книбом с коллегами опять же с помощью Космического телескопа имени Хаббла видны буквально десятки дуг и дужек, образованных гравитационным полем скопления. Многочисленные изображения одной из галактик можно идентифицировать по их одинаковому цвету и характерной полоске пыли, видимой на всех изображениях. Другие дуги появились при линзировании других галактик. Все их объединяет одно: на своем «заднем плане» они оказались рядом с каустикой, образованной гравитационной линзой, и их изображения вытянулись вдоль соответствующей этой каустике критической линии.

Рисунок показывает полученное космическим телескопом имени Хаббла изображение одного из таких скоплений и множество созданных им дуг.

На самом деле, большая часть показанных здесь дуг - это сливающиеся на снимке несколько менее протяженных, но по-прежнему очень вытянутых дужек.

Появляются они потому, что гравитационные линзы, как уже было отмечено - крайне несовершенные приборы с точки зрения нормальной оптики. Растягивая изображение в одном направлении, они совершенно не заботятся о том, чтобы объект был точно так же растянут в другом, дабы не допустить искажений; в перпендикулярном направлении изображение может быть даже сжато в сравнении с оригиналом.

Более того, коэффициент растяжения и его направление определяются всего лишь парой величин. Так что в общем случае на изображении существуют линии, вдоль которых этот самый коэффициент стремится к бесконечности. Такие линии, которые, как правило, представляют собой приблизительные окружности вокруг центра скопления, называются критическими. Именно вдоль них, как правило, и вытягиваются дуги, поскольку сначала в бесконечность обращается коэффициент растяжения вдоль критической линии. При дальнейшем движении к центру скопления такая же метаморфоза может произойти и с коэффициентом растяжения по направлению, перпендикулярному критической линии. В этом случае наблюдаются объекты, вытянутые в радиальном направлении.

У них довольно глупое название - радиальные дуги - и хотя понять, как дуги могут быть радиальными, непросто, термин этот уже прочно закрепился.

Заметим еще в продолжение знакомства с терминологией, что кривые, изображениями которых являются критические линии, называются каустиками. Таким образом, изображения объектов, расположенных вблизи каустик на заднем плане за линзой очень сильно растянуты, а их полный блеск значительно усилен. Примером критической линии является упомянутое выше кольцо Эйнштейна-Хвольсона, а соответствующая ей каустика вместо линии стянута в одну-единственную точку, лежащую строго за линзой.


МИКРОЛИНЗИРОВАНИЕ

Если большая масса линзы ведет к появлению в изображении больших масштабов - больших расщеплений, длинных дуг, сильно увеличенных изображений, то при значительно меньших массах линз - например, использовании в качестве линзы не всей галактики, а составляющих ее звезд - характерные масштабы оказываются крохотными, порядка одной миллионной части секунды дуги, или микросекунды. Из-за этого характерного масштаба, связанные с преломлением света на звездах явления обычно называют микролинзированием. Микросекунда дуги - умопомрачительно малый угол, на разрешение которого астрономы пока могут лишь надеяться в будущем.

Отсюда можно было бы сделать вывод, что ничего наблюдательно интересного от микролинзирования ждать не стоит. Но это не так.

Дело в том, что вся морфология линзирования, пусть и на гораздо меньших, неразрешимых нашими приборами масштабах, сохраняется. Где-то там, в глубине маленького пятнышка, которым линзированный квазар предстает в телескоп, его изображение дробится на множество компонент, каждая компонента деформируется и самое главное - растягивается или сжимается (см. заглавный рисунок к первой части, на котором немецкий астроном, большой специалист по микролинзированию Йоахим Вамбсгансс изрядно поиздевался над изображением австралийского национального символа - так будет выглядеть кенгуру, если смотреть на него в телескоп с очень большим увеличением через далекую галактику). Поскольку поверхностная яркость остается постоянной, изменение размеров изображений приводит к изменению суммарного блеска, а фиксировать мы можем только эту характеристику - полный блеск всех компонент, сливающихся для нас в одно крохотное пятнышко.

В последнее время микролинзированием стало принято называть вообще всякие явления гравитационного линзирования,

где в качестве основной наблюдаемой величины выступает суммарный блеск всех компонент изображения, а происходящие в глубине изображения изменения не могут быть разрешены приборами (альтернативное название - фотометрическое гравитационное линзирование).

В предыдущем абзаце мы не зря упомянули квазар - крохотное ядрышко галактики. При наблюдениях микролинзирования маленький размер источника очень важен: у большого источника разные участки поверхности попадут как в те регионы, где происходит значительное увеличение, так и в те области, где действие гравитационной линзы уменьшает размеры изображения, в итоге коэффициент усиления будет усреднен. Для маленького источника ситуация противоположная - в зависимости от его местоположения, он весь оказывается то сильно увеличенным, то сильно уменьшенным, и при относительном движении источника и линзы полный блеск изображения будет меняться сильно и весьма нерегулярным образом. Наиболее заметные изменения происходят при встречах с упомянутыми выше каустиками - при их пересечении источником, появляются или исчезают новые изображения (точнее, пары изображений - из-за этого-то их общее количество всегда нечетно), при этом коэффициент увеличения вблизи каустики становится очень большим, и на кривой блеска появляются характерные пики.

Таким образом, микролинзирование становится своеобразным инструментом, с помощью которого можно исследовать внутреннюю структуру источника, обнаруживать наличие ярких (или, как говорят астрономы, «горячих») пятен на его поверхности.

Сравнивая наблюдаемые кривые блеска с предсказаниями, можно определить, какого размера ярко светящиеся области квазаров на самом деле. Получить аналогичные ограничения из прямых наблюдений не удается, так как разрешающая способность современных телескопов по-прежнему сильно не дотягивает до способностей «гравитационных телескопов», естественным образом попадающих в руки астрономов благодаря гравитационному микролинзированию.

Эффект гравитационного микролинзирования был открыт через 10 лет после обнаружения первой гравитационной линзы, и сделать это оказалось не так просто. Дело в том, что единственным свидетельством микролинзирования является быстрое и нерегулярное изменение блеска. Однако квазары сами по себе меняют блеск быстро и таким же не поддающимся предсказанию образом. Как отличить эффект микролинзы от внутренних изменений блеска? На помощь пришло явление сильного линзирования.


МИКРОЛИНЗИРОВАНИЕ (продолжение)

В 1989 году Майк Ирвин и его коллеги из Кембриджского университета наблюдали гравитационную линзу «Крест Эйнштейна» - распавшееся на четыре компоненты изображение квазара QSO2237+0305. В данном случае система является очень симметричной, в результате чего задержка между различными компонентами очень мала - всего несколько часов. В результате, изменения блеска, происходящие из-за внутренних процессов в квазаре, повторились бы в каждом из изображений с небольшой задержкой. Ничего подобного увидеть не удалось - четыре компоненты меняли свою яркость совершенно не связанным с друг другом образом; кроме того, общий характер переменности - типичные временные масштабы, амплитуда и скорость изменения блеска - менялись от одного изображения к другому. Стало понятно, что мы имеем дело с микролинзированием.

Следующей областью, где обнаружили микролинзирование, стала наша собственная Галактика. Астрономов давно беспокоит так называемая проблема скрытой массы, или проблема темного вещества - еще Франц Цвикки, исследуя галактические скопления, заметил, что скорость, с которой движутся внутри них галактики, настолько велика, что сила притяжения всех звезд, составляющих эти скопления, недостаточна для удержания галактики внутри скопления.

Значит, должно быть еще что-то, иначе галактики давно разлетелись бы друг от друга.

Аналогичное несоответствие присутствует и в отдельных галактиках - их внешние области вращаются слишком быстро. В предположениях, что же это за скрытая масса, недостатка не было. Некоторые предполагали, что это обычный газ, еще не собранный в звезды, другие - что это экзотические элементарные частицы - массивные, но не взаимодействующие с обычным веществом. Одно из предположений состояло в том, что недостающую массу создают компактные объекты, трупы погасших звезд - остывшие белые карлики и нейтронные звезды, а также черные дыры. Кроме того, не исключалось, что вся Вселенная заполнена так называемыми первичными черными дырами, т.е. черными дырами небольшой массы, которые образовались в начале жизни Вселенной, когда она еще была очень плотной.

У всех этих гипотез нашлись впоследствии скользкие места, и проблема скрытой массы полностью не решена до сих пор.

Для проверки одной из гипотез - скрытой массы из трупов погасших звезд и прочих компактных, но слабосветящихся объектов - все тот же Богдан Пачиньский предложил использоваться эффект микролинзирования. Пачиньский сообразил, что если долго-долго смотреть на звезду в Магеллановых облаках - спутниках нашей Галактики, или же в ее собственном центре, то рано или поздно между этой звездой и нами пройдет один из тех самых компактных объектов, и яркость далекой звезды увеличится за счет эффекта гравитационного микролинзирования - если, конечно, таких объектов достаточно много. При этом коэффициент увеличения не зависит от того, в каком диапазоне спектра проходят наблюдения, а кривая блеска принимает очень характерную колоколообразную, строго симметричную форму. Сейчас ее называют кривой Пачиньского.


МИКРОЛИНЗИРОВАНИЕ (окончание)

Рисунок 2. Первое зарегистрированное событие микролинзирование, открытое группой MACHO в Австралии весной 1993 года (осенью Северного полушария). График показывает зависимость коэффициента усиления звезды в спутнике нашей Галактике - Большом Магеллановом Облаке - от времени. Показаны две кривые блеска, полученные в синей и в красной областях спектра. Они идентичны, что почти стопроцентно свидетельствует о геометрическом характере переменности. В наблюдательные данные вписана кривая Пачиньского, соответствующая этому событию, его протяженность - около месяца. Несмотря на очень хорошее совпадение, до сих пор не утихают споры, не свидетельствуют ли точки на графике, не лежащие точно на кривой, о том, что линзой в данном случае была двойная звезда.

Проблема была лишь в том, что ждать надо было очень долго - в среднем, каждая звезда Магеллановых облаков линзируется раз в миллион лет, а длится это событие от нескольких дней до нескольких лет - длительность зависит от массы линзы и скорости ее движения относительно звезды-источника и Земли.

Таким образом, чтобы гарантированно обнаружить событие линзирования за разумное время, надо одновременно наблюдать миллионы звезд, фиксируя их блеск раз в несколько дней в течение нескольких лет. Понятно, что делать это вручную даже все астрономы Земли не смогли бы - профессиональных астрономов в мире лишь пара десятков тысяч. Поэтому наблюдения эффекта стали возможными лишь в 90-х годах, когда на помощь пришли цифровые приемники света - ПЗС-матрицы (или CCD-матрицы - те же самые, что используются в видеокамерах и цифровых фотоаппаратах, только специализированные для астрономических задач) - и компьютеры, с помощью которых оказалось возможным автоматизировать процесс.

В 1993 году сразу две группы - австралийско-американско-английская MACHO и французская EROS - обнаружили предсказанные польским астрономом изменения блеска. С тех пор зафиксированы несколько сотен таких событий. Большинство из них, действительно - линзирование на объектах с массой около половины солнечной; предполагается, что линзами в таких случаях послужили остывшие белые карлики. Вместе с тем, найдены и необычно длинные события линзирования; предполагается, что это черные дыры звездных масс.

Кроме того, зафиксированы двойные и кратные линзы, причем в нескольких случаях вторичными компонентами являются объекты планетных масс - они образуют очень характерные «зазубринки» на кривой блеска.

Таким образом удалось обнаружить внесолнечные планеты в нескольких тысячах световых лет от Земли - пока такие расстояния недоступны для других методов. Кроме того, среди этих планет несколько маломассивных, похожих на Землю; другие методы пока могут обнаруживать лишь крупные внесолнечные планеты. Наконец, пока лишь гравитационное линзирование способно обнаруживать планеты на таких расстояниях от своих звезд, где возможно существование жидкой воды и жизни - другие методы обнаруживают лишь очень близкие к своим звездам планеты, температура на поверхности которых составляет сотни градусов по шкале Цельсия.

Рисунок 3. Кривая блеска с «зазубринкой», свидетельствующая о том, что вокруг звезды-линзы обращается планета. На этой кривой блеска разными цветами представлены данные, полученные сразу в шести разных обсерваториях по всему земному шару. Используя эти данные, большая международная группа астрономов под руководством Жана-Филиппа Больё и Давида Беннета смогла установить, что эта планета впятеро тяжелее Земли и за 10 лет обращается вокруг своей маломассивной (впятеро меньше массы Солнца) звезды, которая расположена недалеко от центра нашей Галактики. Средняя температура поверхности этой планеты составляет -220°C, так что жизнь на ней вряд ли возможна. Однако открытия, подобные показанному на рисунке, продолжаются.

Кстати говоря, в последнее десятилетие стало окончательно ясно, что хотя популяция темных массивных тел в нашей Галактике и присутствует, обнаруживая себя по эффекту гравитационного линзирования, составить из них всю скрытую массу не получится - потребовалось бы раз в десять больше объектов, чем наблюдается в действительности. Проблема темного вещества все еще далека от решения, и гравитационное линзирование оказалось способным лишь отсеять одну из гипотез.


СЛАБОЕ ЛИНЗИРОВАНИЕ

Наряду с сильным линзированием и микролинзированием, в последнее время очень важными стали исследования слабого линзирования. Под этим названием скрывается область науки, исследующая статистику слабых искажений формы далеких галактик. Появляются эти искажения от того, что распределение вещества во Вселенной неоднородно на всех масштабах - от самых маленьких до крупнейших.

Как раз крупномасштабную структуру Вселенной и можно исследовать с помощью слабого линзирования.

Попробуем описать это более подробно. Свет, идущий от далеких галактик и квазаров, испытывает тяготение большого числа элементов той самой крупномасштабной структуры. Собственно, и на отдельные элементы поделить эту структуру сложно - просто в одном регионе, размерами десятки и сотни миллионов световых лет, галактик и их скоплений оказывается побольше, а в другом поменьше. Понятно, что свет будет отклоняться в сторону более плотных регионов, и на миллиардах световых лет его траектории таких регионов окажутся десятки и сотни. Какие-то будут отклонять в одну сторону, другие - в другую, и поскольку пока мы не знаем, где регионы более плотные, а где менее, точных предсказаний мы дать не можем. Интересно, тем не менее, что типичное накопленное отклонение - точнее, средний разброс этих значений, составляет, для далеких источников, около минуты дуги. Это, для внегалактической астрономии - немалый угол, типичные размеры галактик, наблюдаемых на больших расстояниях в десятки раз меньше. К сожалению, истинное направление на источник определить пока невозможно, так что немалая часть астрономов и не подозревают, что объекты, на которые они смотрят, находятся совсем не там, где им кажется.

Есть, однако, способ заметить влияние крупномасштабной структуры - по изменению формы источников.

Дело в том, что лучи света, испущенные с двух разных концов далекой галактики, проходят на чуть различных расстояниях от упомянутых выше регионов. При этом мы помним, что еще Ньютон догадывался, что угол отклонения зависит от расстояния до линзы. Поэтому отклоняются два луча от двух концов краев галактики также по-разному. Если изначально расстояние между направлениями на края далекой галактики составляло, скажем, одну секунду, а потом к одному добавились десять секунд, а к другому - десять с половиной, то теперь расстояние между ними составит уже полторы секунды - то есть, мы увидим, что наблюдаемый размер галактики вырос в полтора раза! То есть, коэффициент усиления в этом направлении составляет 1,5. Теперь посмотрим на лучи, вышедшие с двух краев галактики, расположенных перпендикулярно к нашему первому диаметру. Пусть галактика круглая, а лучи с этих краев отклонились одинаково - на те же десять секунд - получаем коэффициент усиления единица. Но теперь, вместо круглой галактики мы получим вытянутую - полторы секунды на одну секунду. К сожалению, истинного размера галактики мы не знаем, так что о слабом линзировании пока приходится судить как раз по этому искривлению, «вытягиванию».

Большинство галактик, действительно, имеют более или менее круглую форму. Если бы все они были круглыми идеально, заметить слабое линзирование было бы очень просто. Проблема в том, что типичное отличие коэффициентов усиления в перпендикулярных направлениях составляет примерно 3%, в то время как большинство галактик сами по себе являются эллипсами, при том их эллиптичность раз в десять больше. В итоге астрономам приходится измерять эллиптичность одновременно у сотен и тысяч галактик и вычислять среднее значение этой величины. В результате усреднения внутренняя эллиптичность разных галактик, случайным образом ориентированная в пространстве, постепенно сходит на нет, и в этой усредненной картине проступают признаки слабого линзирования крупномасштабной структурой Вселенной.

При этом астрономов интересуют как статистические характеристики этой крупномасштабной структуры, которые рассказывают об истории скучивания вещества во Вселенной, образовании галактик и их скоплений, а также изменении масштабов Вселенной как целого, так и индивидуальные детали распределения тяготеющего вещества в каждой конкретной области.

Причина в том, что в линзировании не важно, что именно является источником гравитационного поля - обычное вещество или вещество темное, невидимое - главное, чтобы это вещество обладало достаточной массой.

По сути, как предсказывал еще Цвикки, гравитационное линзирование стало методом исследования скрытой массы, невидимого вещества - по крайней мере, его самых общих свойств. Кроме того, упомянутая выше история изменения масштабов Вселенной как целого также оставляет свой след в измеряемых величинах, и таким образом слабое линзирование оказывается очень мощным способом исследования свойств темной энергии (см. лекции про Космологическую загадку), от которых эта история очень сильно зависит.

Таким образом уже удалось обнаружить огромное скопление вещества в ничем внешне не примечательной области неба. Изучавшие слабые искажения формы галактик астрономы привыкли, что вокруг крупных галактических скоплений образуются очень характерные структуры искажений, вроде тех, что показаны на рисунке с гигантскими дугами, только не столь очевидные без использования математических методов. Поэтому они были очень удивлены, увидев нечто подобное вокруг вполне заурядного участка неба, где никакого скопления галактик не было. И все-таки веры в истинность методов слабого линзирования хватило, чтобы попросить коллег, использующих для наблюдений не оптические телескопы, а орбитальные рентгеновские обсерватории, проверить, нет ли в этой неприметной области чего-нибудь интересного.

И рентгеновские астрономы нашли слабое свечение газа, при этом температура его была такой высокой, какой она бывает только в центрах очень массивных галактических скоплений!

Такое вот получилось галактическое скопление, ни одной галактики в котором найти до сих пор не удалось.

Этот пример подчеркивает основную силу описанного метода исследований. Гравитационное линзирование позволяет исследовать тяготеющее вещество в независимости от проявлений всех других его свойств. Единственным средством соприкосновения с далекими астрономическими объектами до сих пор является свет, т.е. электромагнитное излучение. В тоже время темное вещество, скрытая масса, с этим полем не взаимодействует или взаимодействует очень слабо. Весьма возможно, что даже если бы перед нами появился «кусок» скрытой массы, мы бы ее просто не заметили: свет она не закрывает, да и тактильным ощущениям недоступна, они тоже связаны с электромагнитным взаимодействием электронов на кончиках наших пальцев с электронами того предмета, который мы ощупываем. Именно поэтому гравитационное линзирование еще на долгие годы вперед останется основным средством исследования темного вещества.