Tele2 бойынша анықтама, тарифтер, сұрақтар

16-01-2018

Сіздерге, астробиология әуесқойлары. 2017 жылдың соңында Чилиде (Сантьяго мен Койхайкеде) ХАА 3 комиссиясы (Астробиология) астробиология мектебі мен «Астробиология 2017» конференциясын өткізді. Мектеп және конференция материалдарын қарауға енді қол жетімді. Көріңіз және ләззат алыңыз: бейнелерге сілтемелері бар мектеп бағдарламасы, бейнелерге сілтемелері бар конференция бағдарламасы.

04-01-2017

Астробиологиялық контексте протожұлдыз қабықтарындағы және жұлдыз түзілу аймақтарымен байланысты басқа объектілердегі әртүрлі типтегі органикалық молекулалардың синтезінің механизмдері ерекше қызығушылық тудырады. Дж. Линдберг және т.б. жұмысы 40 протожұлдыз бағыты бойынша C4H және метанолдың радиалды концентрациясын бағалауды ұсынады. Бұл протожұлдыздардың ішінен Офиучус және Оңтүстік Корона шоқжұлдыздарынан молекулалық бұлттағы он алты нысан байқалды.

23-10-2016

Бізге ең жақын молекулалық бұлт кешені Таурус шоқжұлдызында, шамамен 140 дана қашықтықта орналасқан. Жақындығына байланысты бұл бұлттар өте жақсы зерттелген, оның ішінде соңғы онжылдықтарда стандартты болмаса, кем дегенде астрохимиялық модельдерді сынау үшін «анықтамалық нүктеге» айналған молекулалық құрамы тұрғысынан. Сонымен қатар, тіпті

03-08-2016

Кеплер ғарыштық телескопы ашқан планеталардың саны мыңдаған. Олардың ішінде өмір сүруге қолайлы аймақ деп аталатын, яғни планетаның бетінде сұйық су болуы мүмкін орталық жұлдызға дейінгі қашықтық диапазонында орналасқан жерүсті (болжамды) типті планеталар ерекше қызығушылық тудырады. Мұндай планеталардың олардың жалпы санындағы салыстырмалы үлесін анықтау негізгілердің бірі болып саналады

02-08-2016

Телецтағы L1544 молекулалық ядросы жұлдызға дейінгі «стандартты» ядролардың бірі болып табылады, сондықтан оған зерттеулердің өте көп саны арналған. Атап айтқанда, L1544 ядросы химиялық дифференциация деп аталатын объектінің типтік мысалы болып саналады, яғни көміртегі мен азот қосылыстарының таралуындағы ерекше айырмашылықтар. Химиялық дифференциацияланған ядроларда азот қосылыстары (NH3, N2H+) орталықта шоғырланған, содан кейін

13-07-2016

2016 жылғы 12-16 маусым аралығында Вьетнамда «Тіршілікті іздеу: ерте Жерден экзопланетаға дейін» халықаралық конференциясы өтеді. Конференция веб-сайты - http://rencontresduvietnam.org/conferences/2016/search-for-life. Конференция бағдарламасы төрт негізгі тақырыпты қамтиды: білім, планеталық жүйелердің эволюциясы және өмір сүру мүмкіндігі; ерте жер; биологиялық химиядан алғашқы өмірге дейін; ғаламдағы өмір - қоғамға әсері және этикалық мәселелер.

11-06-2016

Manara және т.б. Astronomy & Astrophysics журналында олар протопланетарлық дискідегі аккреция жылдамдығы мен осы дискінің массасы арасындағы корреляцияны ашқаны туралы хабарлады. Бұл корреляция протопланеталық дискілердің эволюциясы туралы теориялық идеялардан туындайды, бірақ әлі күнге дейін оны анықтау мүмкін болмады. Жаңа жұмыстың авторлары жұлдыз түзетін Лупус (Қасқыр) аймағындағы жас жұлдыздардың толық дерлік үлгісін зерттеді.

14-05-2016

Мұндай ұғым бар - «оттегі апаты». Бұл қорқынышты термин жер атмосферасының эволюциясының кезеңін білдіреді, ол бүгінгі күні біз үшін өте қолайлы болды. Шамамен 2,4 миллиард жыл бұрын оттегі апаты кезінде жер атмосферасының молекулалық оттегімен айтарлықтай байытылуы орын алды деп болжануда. Осы уақытқа дейін планетамыздың ауа қабығында іс жүзінде оттегі болмаған. Бұған ғалымдардың көпшілігі сенеді

Біз, әрине, тіршіліктің пайда болуы мүмкін болатын физикалық жағдайлардың ауқымы қаншалықты кең екенін білмейміз, бірақ біз сенімді түрде айта аламыз, ең болмағанда бір нақты планетада, бір нақты галактикадағы белгілі бір жұлдыздың жанында пайда болады. өмірдің және ақылдың болуы мүмкін болып шықты. Егер мұндай планеталар, жұлдыздар мен галактикалар Әлемде жиі кездесетінін дәлелдесек, олардың эволюциясының Жердегідей соңғы нәтижесі сирек емес деген үміт болады.

Соңғы уақытқа дейін осыған байланысты барлық үш құрамдас – планета, жұлдыз, галактикамен де жақсы жүріп жатқандай көрінетін. Кем дегенде жаман емес. Рас, біз Жердің қаншалықты тән екенін әлі сенімді түрде бағалай алмаймыз - оның жұлдызының өмір сүру аймағына құлаған планета сияқты. Бірақ оны типтік емес деп санауға негіз жоқ. Мұндай себептер, әрине, болашақта пайда болуы мүмкін (кім біледі?). Дегенмен, бүгінгі күні планеталық жүйелер туралы қол жетімді ақпарат олардың пайда болуы толығымен әдеттегі процесс екенін көрсетеді.

Күн де ​​экзотикалық емес. Көптеген танымал кітаптарда, тіпті оқулықтарда ол жиі ең қарапайым, ерекше жұлдыз деп аталады. Бұл кемсітетін сипаттама өмірдің эволюциясы тұрғысынан өте маңызды: төрт жарым миллиард жыл бойы Жер осы уақыт бойы бізге дәл сонша энергия тарататын тыныш ызылдаған пешпен жылынды. бізге қажет, күрт құлдырауларсыз немесе күшті ошақтарсыз. Кез келген ерекшелік, «ерекшелік» Күнді сыртқы зерттеуші үшін өте қызықты нысанға айналдырады, бірақ жақын жерде тұратын біз үшін қызықты өзгергіштіктен қызықсыз тұрақтылық жақсырақ. Галактикада біздің орталық шамға ұқсас «ерекше белгілері жоқ» жұлдыздар әлі де көп.

Біздің бүкіл Галактика (Құс жолы) жайлы және «қызықсыз» болып шықты. Яғни, он миллиард жыл бұрын онда өте ауыр оқиғалар болды: дәл сол кезде айналмалы протогалактикалық бұлттың қысылуы нәтижесінде біз қазір өмір сүріп жатқан алып жұлдызды-газ дискісі пайда болды және проекциясы оның аспандағы өзі Құс жолы деп аталады. Бірақ диск пайда болғаннан кейін біздің Галактикада «қызықты» ештеңе болған жоқ. Жоқ, әрине, онда өмір сүретін планеталары бар кішкентай жұлдыздың бармағаны жақсы жерлер әлі де бар. Ыстық массивтік жұлдыздардың айналасы қатты радиацияға толы, супернова жарылыстарынан күшті соққы толқындары шашыраңқы ... Бірақ мұндай қауіпті жерлер аз және, мысалы, біздің Күннің олардың біріне ұшып кету мүмкіндігі өте аз.

Бұл тыныштық Құс жолындағы жұлдыз түзілу процестерінің әлдеқашан «баяу» сипатқа ие болуымен байланысты. Әртүрлі жастағы жұлдыздардың санын салыстыру біздің Галактикадағы жұлдыздардың пайда болуының орташа жылдамдығы соңғы 10 миллиард жыл ішінде жылына бірнеше жұлдыздардың туатын деңгейінде дерлік өзгеріссіз қалғанын көрсетеді. Және бұл тұрақтылық әдеттен тыс емес, кем дегенде, біздің жұлдызды аралдың ерекше қасиеті болуы мүмкін.

Сыртқы түрі жағынан Галактика - бұл бірнеше (екі немесе төрт) спиральды иықпен қиылысатын өте жұқа диск («қалыңдығы-диаметрі» қатынасы, мысалы, компакт-дискілермен салыстыруға болады. Бұл диск сирек кездесетін сфералық жұлдызды бұлтқа - ореолға батырылған. Егер сіз тек сыртқы түріне назар аударатын болсаңыз, онда Әлемде мұндай жүйелер көп емес - олар көпшілігі. Заманауи деректерге сәйкес, барлық галактикалардың шамамен 70 пайызы осындай спиральды дискі жүйелерге жатады. Бұл екі себеп бойынша жақсы. Біріншіден, Галактиканың әдеттегі табиғаты біздің Ғаламда жалғыз қалуымыз екіталай. Екіншіден, біз Галактиканы зерттеу нәтижелерін Әлемнің қалған бөлігіне оңай тарата аламыз. Бірақ бұл бәрі емес. Қолайлы тағдыр дәл қасымызға тағы бір ұқсас галактиканы орналастырды - Андромеда тұмандығы (aka M31, NGC 224), ол Құс жолының егізі дерлік болған және әлі де қарастырылады. Тағы не қалар едіңіз? Егер біз егжей-тегжейлі білгіміз келсе, біз Галактикаға қараймыз, егер біз үлкен суретті қаласақ, Андромеда тұмандығына қараймыз - және Әлемнің 70 пайызы қалтамызда!

Соңғы жылдардағы зерттеулер, өкінішке орай, бұл қуаныштың ерте екенін көрсетеді. Андромеда тұмандығы туралы көбірек білсек, ол Құс жолының егізі сияқты азырақ көрінеді. Жоқ, әрине, жалпы ұқсастық бар; M31 ергежейлі галактика Үлкен Магеллан бұлтына қарағанда Құс жолына әлдеқайда ұқсас. Бірақ нақты деректерде кейбір маңызды сәйкессіздіктер бар. Галактика мен Андромеда тұмандығы дерлік бір уақытта пайда болғанымен, M31 көбірек көрінеді... қалай айтсам болады... ескірген. Енді онда біздің Галактикаға қарағанда газ аз қалды; Тиісінше, жұлдыздардың тууы белсенді емес, бірақ бұл қазір ғана! Андромеда тұмандығы дискісі мен ореолында жұлдыз түзілудің көптеген күшті жарылыстарының ізі бар, олардың ең соңғысы небәрі 200 миллион жыл бұрын болған (галактиканың толық жасымен салыстырғанда аз уақыт). Жұлдыздық жүйелерді бақылау мұндай жарылыстардың себебі әрдайым дерлік галактикалық соқтығыстар екенін көрсетеді. Бұл Андромеда тұмандығы тарихы Құс жолы тарихына қарағанда үлкенді-кішілі катаклизмдерге айтарлықтай бай екенін білдіреді.

Осы сәйкессіздікті ескере отырып, екі галактиканың қайсысын стандарт ретінде қабылдау керек екені белгісіз. Мәселе мынада, біз дәл осындай егжей-тегжейлі кез келген басқа спиральды галактиканы зерттей алмаймыз. (Дәлірек айтсақ, бізде тағы бір спиральды көршіміз бар - M33, бірақ ол M31 және Құс жолынан әлдеқайда аз.) 2007 жылы Франсуа Хаммер (Париж обсерваториясы) және оның әріптестері Құс жолы және оның қандай параметрлерін алатынымызды тексеруге шешім қабылдады. M31 , егер олар үлкен қашықтықтан байқалса және бұл параметрлерді басқа алыстағы спиральды галактикалардың қасиеттерімен салыстырыңыз. Ең типтік жүйе Құс жолы емес екені белгілі болды! Жақын орналасқан барлық спиральды галактикалардың 7 пайыздан аспайтыны параметрлері бойынша оған жақын. Қалғандары Андромеда тұмандығын еске түсіреді: олар газға кедей, жұлдыздарға бай және Құс жолына қарағанда жоғары меншікті бұрыштық импульске ие, яғни қарапайым тілмен айтқанда, олар тезірек айналады. Андромеда тұмандығы үшін осы қасиеттердің барлығын, сондай-ақ жұлдыздардың диск айналасындағы таралу ерекшеліктерін массасы кем дегенде миллиард күн массасы болатын жұлдыздар жүйесімен бірнеше миллиард жыл бұрын болған үлкен соқтығыспен түсіндіруге болады ( галактиканың массасының бірнеше пайызына жуық). M31-дің басқа спиральды галактикаларға ұқсастығы, Құс жолы жататын шағын топты қоспағанда, олардың барлығында дерлік ұқсас мегасоқтығыстардың болғанын көрсетеді.

Бұл жерде біздің Галактиканың тағы бір оғаш қасиетін – оның екі серігін, Магеллан бұлттарын еске түсіру орынды. Олар спиральды галактиканың әдеттегі серіктеріне шамалы ұқсайды. Әдетте бұл спутниктер кішкентай және күңгірт эллипстік немесе сфероидты галактикалар болып табылады. Магеллан бұлттары сияқты жұлдыздардың пайда болуының турбулентті тарихы бар массивтік, жарқын бұлттар спиральды галактикалардың бірнеше пайызында ғана байқалады. Бұл таңқаларлық жағдайдың мүмкін түсіндірмесі - Магеллан бұлттары Құс жолының серіктері болмауы мүмкін. атындағы ғарыштық телескоптың көмегімен олардың қозғалыс жылдамдығын өлшеу. Хаббл спутниктер, яғни Галактикаға гравитациялық байланысқан денелер үшін олар тым жылдам ұшатынын көрсетті. Бұлттар Құс жолының жанынан ұшып өтуі мүмкін деген ой туындады.

Әрине, бұл фактілердің барлығын бір суретке біріктіру азғыру бар. 2010 жылдың желтоқсанында Ю.Янг пен Ф.Хаммер Магеллан бұлттары сол мегасоқтығыстың нәтижесінде одан қашып, Андромеда тұмандығынан Құс жолына ұшып кетті деген болжам жасады. Айта кету керек, бұлттардың траекториясы әлі де аз белгілі, бірақ ол туралы белгілі нәрсе олардың «андромедан» шығу тегі туралы гипотезаға қайшы келмейді.

Жалпы, сурет осындай болуы мүмкін. Жергілікті топтың екі негізгі галактикасының (Құс жолы, M31 және олардың айналасындағы жерсеріктерінің қызық атауы) тек біреуі ғана үлкен соқтығысты аман қалды. Осы катаклизм нәтижесінде M31-ден жыртылған материалдан екі кіші галактика пайда болды. Олар қазір Галактиканың жанынан ұшып барады және, мүмкін, оны басып алады, осылайша олар бірнеше миллиард жылдан кейін Құс жолымен біріктіріліп, оған басқа ұқсас жүйелердің өмірінде әлдеқайда ертерек болған апаттан аман қалуға мүмкіндік береді. .

Қалай болғанда да, соңғы зерттеулер көрсеткендей, осы уақытқа дейін Құс жолының эволюциясы көптеген дискілік галактикалардың эволюциясына қарағанда айтарлықтай айқын емес болып шықты, бұл жердегі өмірге тыныш даму үшін бірнеше миллиард жыл тыныштық берді.

Қараңғылық шақырады және қызықтырады. Қараңғылық – жастықтың досы. Біз қараңғымыз, қараңғымыз және қараңғымыз. Фильмдерде ақымақ, тапқыр Қараңғылар жиі дұрыс, қызықсыз Ашық адамдарға қарағанда ұнайды. Жарқыраған материямен байланысты көптеген астрофизикалық құпияларға қарамастан, қиял қараңғы материя туралы көбірек қызықтырады. Сәулеленумен сәйкессіздіктерді талдау бұрыннан белгілі бөлшектерді нақтылаудан басқа ештеңе емес сияқты, ал қараңғылық жаңа физиканың есігін ашуға уәде береді.

Кәсіби әдебиетте жарияланған мақалалардың үлкен саны қараңғы материяны (DM) зерттеуге арналғаны таңқаларлық емес. (Айтпақшы, орыс тілінде «қараңғы материя» деп айту дұрысырақ шығар, бірақ Google «қараңғы материя» сұрауына көбірек сілтемелер ретін береді, бұл ағылшын тіліндегі «қараңғы материядан» алынған калька. ) Жарқырамайтын нәрсені қалай зерттеуге болады?Астрономиядағы жалғыз ақпарат көзі электромагниттік сәулелену болса? Иә, көптеген басқа нәрселер сияқты - жанама дәлелдерге негізделген.

Мәселенің мәнін қысқаша еске сала кетейін. Біздің Ғаламдағы объектілерді үлкен масштабта жылжытатын негізгі фактор - бұл ауырлық. Денелердің қозғалысын бақылай отырып, олар қозғалатын гравитациялық өріс және осы өрісті тудыратын масса туралы қорытынды жасауға болады. Сонымен, бірқатар жағдайларда гравитациялық өріс бар сияқты, бірақ оның көзі көрінбейді. Атап айтқанда, жұлдыздардың галактикалардағы және кластерлердегі галактикалардың қозғалысы тікелей байқауға болатын «жарық» материяның таралуына қатты сәйкес келмейтін жылдамдықта жүреді. Демек, «қараңғы» материяның болуы туралы болжам пайда болады, ол өзі жарқырамайды, бірақ жарық денелерге гравитациялық әсер арқылы көрінеді.

Қараңғы материяның бар екендігі бір-бірімен сәйкес келетін бірнеше түрлі дәлелдермен көрсетіледі. Сондықтан қараңғы материя туралы болжамды жоққа шығару үшін басқа түсініктеме табу жеткіліксіз, мысалы, тек галактикалардағы жұлдыздардың қозғалысы. Дегенмен, қараңғы материяны «жабу» әрекеттері тоқтамайды. Соңғы он күнде екі негізгі зерттеу пайда болды, олар қандай да бір жолмен ТМ астында «қаза».

басып шығару

2003 жылдың ақпанында американдық ғалымдар ғылыми қоғамдастыққа біздің Ғаламның «нәресте фотосын» ұсынды - Үлкен жарылыстан кейін бірден галактикаға дейінгі дәуірді қарауға мүмкіндік беретін ғарыштық микротолқынды фон сәулелену картасы. Оның көмегімен астрономдар Ғарыш неден тұрады деген сұраққа барынша дәл жауап беруге тырысты. Жауап көңіл көншітерлік болды: Әлемнің массасының тек 4% атомдардан тұратын біз түсінетін «қарапайым» материядан келеді. Қалған 96% қарапайым, бірақ дыбыстық атаулары бар заттардан тұрады - қараңғы зат (23%) және қараңғы энергия (73%). Бүгінгі күні олар туралы атауларынан басқа не белгілі?

Соңғы жүздеген жылдар ішінде ғылым адамның өзін-өзі тануына бірнеше нақты соққы берді. Алдымен «адамзат бесігі» Жерді Әлемнің орталығынан, содан кейін Күнді алып тастады. Сонда біздің Галактика Ғарыштағы жалғыз емес, тіпті ең үлкені де емес, үлкен галактикалар шоғырының шетінде, тіпті оның шекарасынан тыс жерде орналасқан миллиардтаған жұлдызды аралдардың бірі ғана екені белгілі болды. өзін-өзі маңызды санаға толы, бірақ мегаполистен үмітсіз алыс орналасқан шалғай әмбебап провинция түрі.

Бірақ егер жер бетінде провинциялық адам әрқашан астана туралы арманда жұбаныш таба алатын болса, Әлемде біз тіпті бұл мүмкіндіктен де айырылғанымыз белгілі болды. Қалалар мен елдер, үлкенді-кішілі, кедейлер мен байлар ғана емес, бүкіл Жер, Күн, Құс жолы және барлық галактикалар кенеттен жұмбақ, өтпейтін қара негіздің жалтыраған жабынына, жұқа алтын жалатылуына айналды. . Өркениеттердің пайда болуы мен құлдырауы, планеталардың қалыптасуы мен жойылуы, жұлдыздардың жарылыстары мен галактикалардың соқтығысуы, сондай-ақ бізге Ғаламды толтыратындай көрінетін барлық басқа оқиғалар, шын мәнінде, оның өмірімен бірдей байланыста. Жер шарының тар жолағы сияқты, мұхит.

Жұлдызаралық кеңістік бос емес

Жұлдызды аспанға қарап, ғаламда жұлдыздар мен планеталардан басқа ештеңе бар екенін елестету өте қиын. Дегенмен, аздап мұқият тексеру бұлай емес екенін дәлелдейді. Астрономдардың алғашқылардың бірі болып қуысқа қол сұққан орыс ғалымы, Пулково обсерваториясының негізін қалаушы В.Я.Струве болса керек. 19 ғасырдың ортасында ол бірлік көлемдегі жұлдыздар саны Күннен қашықтығына қарай азаятынын анықтады. Ғалым бұл азаюды бақылаушыға барар жолда жұлдыздардың жарығы қандай да бір затпен әрекеттесу нәтижесінде жүріп өткен қашықтыққа пропорционалды түрде әлсіреуімен байланыстырды. Алғашында бұл сіңіргіш зат қараңғы деп аталды.

Астрономиядағы «қараңғы» сын есімі өзінің тікелей мағынасы – «жарықсыз» мағынасына қарай қолданылады. Біз үшін терең кеңістік туралы ақпараттың жалғыз көзі жарық болғандықтан, сонымен бірге «қараңғы» сөзінің тағы бір мағынасы өте орынды болып шығады - түсініксіз, түсініксіз. Қазіргі уақытта жұлдызаралық жұтатын заттың табиғаты күмән тудырмайды - бұл жай шаң, көміртегі және кремний қосылыстарынан тұратын микроскопиялық бөлшектер. Шаң кеңістікте біркелкі емес шашылады. Ол олардың артында орналасқан жұлдыздардың жарығын толығымен жауып тастайтын тығыз бұлттарда жиналады. Жұлдыздардың шашырауы фонында мұндай бұлттар жұлдызсыз қара тесіктер сияқты көрінеді. Бұрынғы заман үшін астрономдар әлі күнге дейін мұндай бұлттарды қараңғы деп атайды, бірақ бұл әділетсіз. Шаң жұлдыздардың сәулеленуін жұтып қана қоймайды, сонымен қатар көрінетін жерде емес, инфрақызыл, субмиллиметрлік және радио диапазонында жарқырайды. Бірақ бұл радиацияны тіркеу қазіргі астрономдар үшін ешқандай іргелі қиындықтар туғызбайды.

Радиотелескоптардың пайда болуымен шаң жұлдыздар арасындағы кеңістіктің негізгі «толтырғышы» емес екені белгілі болды. Жұлдызаралық кеңістіктегі шаңның әрбір граммына 100 грамм газ келеді, ол негізінен сутегі мен гелий қоспасы. Ал егер массаның бірнеше пайызы ғана галактикалардың ішіндегі жұлдыз аралық газда шоғырланса (қалған бөлігі жұлдыздарда жиналады), онда галактикалар арасындағы кеңістікте газ әлдеқайда көп болады. Кластерлерде галактикааралық газдың массасы «жұлдыздық аралдардың» жалпы массасынан бірнеше есе көп. Галактикалық үйірлерді галактикалардың шоғырлары емес, кішкентай жұлдызды-галактикалық «қоспасы» бар алып газ бұлттары деп атаған дұрысырақ болып көрінуі мүмкін. Бірақ мұндай қорлайтын тұжырымның өзі істің шынайы жағдайын көрсетпейді!

Қараңғы зат

Біздің әлем - тартылыс патшалығы. Барлық іргелі күштердің ішінен тек оның ғарыштық қашықтықтарды еңсеруге жеткілікті ұзақ әрекеті бар. Сондықтан кез келген астрономиялық объектінің негізгі сипаттамасы оның массасы болып табылады. Оны объектінің өзін бақылау арқылы да (мысалы, жұлдыздың массасын оның спектріндегі сызықтардың пішіні бойынша жуықтап алуға болады) және оның басқа объектілерге көрсететін гравитациялық әсері бойынша да бағалауға болады. Егер осы екі әдіспен алынған бағалаулар шамамен сәйкес келсе, онда бәрі объектінің табиғаты туралы теориялық идеяларымызға сәйкес келеді. Олардың сәйкес келмеуі біздің бір нәрсені түсінбегенімізді немесе бірдеңені жетіспейтінімізді көрсетеді. Екі массалық бағалаудағы қатты сәйкессіздік кейбір өте үлкен қате түсініктердің ықтимал белгісі болып табылады.

Бірақ, айталық, галактика кластерлерінің құрылымы туралы идеяларда қандай қиындықтар болуы мүмкін? Міне, олар – шағын телескоппен де көрінетін галактикалар. Міне, олардың арасындағы кеңістікті толтыратын ыстық газ. Рас, оны кәдімгі телескоппен көре алмайсыз, бірақ рентгендік телескоптардың көмегімен бұл газ бірнеше рет байқалды. Біз барлық галактикалардың жалпы массасын табамыз, оған газ массасын қосамыз және кластердің жалпы массасын аламыз. Галактикалардың әдеттегі шоғыры үшін, айталық, Бикеш шоқжұлдызындағы шоғыр, бұл масса бірнеше ондаған триллион күн массасына тең.

Галактикалар шоғырының массасын басқа жолмен анықтауға болады. Кластерді бір бүтінге байланыстыратын жалғыз күш - ауырлық. Галактикалар шоғыры үшін, Жер сияқты, екінші қашу жылдамдығы бар. Егер галактиканың жылдамдығы берілген кластер үшін «екінші ғарыштық жылдамдықтан» асып кетсе, галактика өзінің гравитациялық құшағынан құтылып, еркін ұшуға қабілетті. Жылдамдықтың шамасы кластердің массасына байланысты: кластер неғұрлым массивті болса, галактика одан шығу үшін соғұрлым тезірек қозғалуы керек.

20 ғасырдың 30-жылдарында американдық астроном Фриц Цвики кластерлердегі галактикалардың қашу жылдамдығынан жылдамырақ қозғалатынына назар аударды! Осындай жылдам қозғалатын мүшелері бар кластерлердің болуы мүмкін емес. Бірақ олар бар, яғни біз қандай да бір жолмен қателескенімізді білдіреді. Бүкіл кластер көз алдымызда тұрса, біз қалай қателесеміз? Әлде бәрі емес пе?

Цвикидің нәтижесі әдеттегі кластердің барлық көрінетін массасы оның құрамдас галактикаларының ұшып кетуіне жол бермеу үшін жеткіліксіз екенін білдірді. Бұл галактика шоғырларында сәулеленуде ешбір түрде көрінбейтін, бірақ шоғырдың гравитациялық өрісіне айтарлықтай, дәлірек айтқанда, шешуші үлес қосатын көрінбейтін материя бар дегенді білдіреді, деп шешті Цвики. Жоғары галактикалық жылдамдықтарды түсіндіру үшін галактика кластерлеріндегі барлық түрдегі «жарық» заттарға қарағанда «қараңғы» материя он есе көп деп болжауға тура келеді. Демек, галактикалар шоғыры шын мәнінде галактикалар немесе газдар емес, газ бен галактикалардың шамалы қоспасы бар белгісіз нәрсенің конденсациясы болып табылады. Бұл жұмбақ болмыстың табиғатын анықтау мәселесі содан бері астрономияда жасырын масса мәселесі ретінде белгілі болды және бұл заттың өзі қараңғы материя немесе қараңғы материя деп аталады.

Кейінірек галактика шоғырларында ғана емес, сонымен қатар галактикалардың өзінде де жасырын массасы бар екені анықталды. Белгілі болғандай, біздің Галактика (дәлірек айтқанда, оның көрінетін бөлігі!) тегіс айналмалы газ-жұлдыздық диск. Күн Галактика орталығынан 25 000-30 000 жарық жылы қашықтықта орналасқан және шамамен 200 миллион жыл ішінде өзінің галактикалық орбитасы бойынша шамамен 220 км/с жылдамдықпен қозғалады. Дискідегі жарқыраған зат галактикалық ядроға қарай жоғары шоғырланған. Жұлдыздардың орбиталық қозғалысын басқаратын гравитациялық күш қашықтықтың квадратына кері азаятыны белгілі, сондықтан дискінің перифериясында, Галактиканың негізгі массасынан алыс орналасқан жұлдыздар баяуырақ қозғалады деп ойлау қисынды. ядроға жақын жұлдыздарға қарағанда.

Өкінішке орай, 20 ғасырдың 70-жылдары бізде де, басқа ұқсас галактикаларда да бұл логикалық болжам орындалмайтыны белгілі болды. Тіпті орталықтан өте алыс орналасқан жұлдыздар мен газ бұлттары өздерінің орбиталары бойынша үлкен жылдамдықпен жүгіреді, олар қайда екенін білгісі келмегендей, галактика аяқталуға жақын. Бос болып көрінетін кеңістікте бұл тартылыс көзі қайда? Жауап тез табылды. Егер галактика кластерлерінде жасырын масса болса, онда галактикалардың өзінде жасырын масса неге болмауы керек? Қараңғы заттардың қажетті мөлшері шамамен кластерлердегідей. Мысалы, біздің Галактиканың шетіндегі жұлдыздардың қозғалысын сипаттау үшін, біз оны үлкен «қара ореолмен» қоршалған деп болжауға тиіспіз, оның мөлшері мен массасы оның мөлшері мен массасынан кем дегенде бірнеше есе үлкен. көрінетін диск.

Алғашында көптеген ғалымдарға қараңғы материяның бар екендігі туралы болжам тым жасанды болып көрінді. Дегенмен, бүгінгі күнге дейін ол туралы көптеген бақылау деректері жинақталғаны сонша, жасырын массаны әлі де жоққа шығару мүмкін болмайтын сияқты. Оның кім екенін анықтау ғана қалды. Бақытымызға орай, теория тоқтап тұрған жоқ және қазіргі уақытта қараңғы материяның рөліне бірнеше үміткерлер қарастырылды.

Әрине, қарапайымдылық тұрғысынан мен қараңғы материя астрофизиктерге таныс, массасы бар, бірақ мүлдем шығармайтын немесе қазіргі заманғы астрономиялық құралдармен көрінетіндей әлсіз сәуле шығаратын заттардан тұрады деп болжағым келеді. тек өте шағын масштабта (галактикалық масштабта). ) қашықтық. Ғалымдар мұндай көптеген объектілерді біледі: қоңыр және ақ ергежейлілер, нейтрондық жұлдыздар, қара тесіктер, планеталар, ықшам газ бұлттары. Олардың барлығы физикада жалпы түрде бариондар деп аталатын қарапайым протондар мен нейтрондардан тұратын немесе олардан тұратындықтан, осы объектілерден түзілген қараңғы материя бариондық деп аталады.

Өкінішке орай, мұндай нысандардың көпшілігі Галактиканың айналасында қайдан келуі мүмкін екенін түсіндіру өте қиын. Олардың әрқайсысы күтпеген жерден пайда болмайды және қараңғы материяға айналмай тұрып, галактиканың эволюциясында сол немесе басқа із қалдырады. Мысалы, қараңғы ореол нейтрондық жұлдыздардан тұрады делік. Олар өмір жолын орасан зор жарылыспен аяқтайтын үлкен жұлдыздардың қалдықтары - супернова. Галактиканың айналасында миллиардтаған супернованың жарылысы оның ізінсіз өтуі екіталай.

Сондықтан, қазір белгілі бір қасиеттер жиынтығы бар, атап айтқанда, «қарапайым» заттармен дерлік әрекеттеспейтін, сондықтан әлі де анықтаудан жалтаратын арнайы, әлі белгісіз, элементар бөлшектерден тұратын барионды емес қараңғы материяның гипотезасы қарастырылуда. артықшылық. Бір кездері қараңғы материя нейтрино болуы мүмкін деп есептелді, бірақ нейтрино телескоптарындағы жақында жүргізілген тәжірибелер мен бақылаулардың нәтижелері нейтринолардың массасы нөлге тең болмаса да, барлық «жетпеген» материяны нейтриноларға жатқызу үшін әлі де тым кішкентай екенін дәлелдейді. ол.

Neutralino - сіздің сенімді супер серіктесіңіз!

Сірә, біз жаңа типтегі бөлшектер туралы айтып отырмыз. Айта кету керек, физиктер мұндай бөлшектердің бар екенін жоққа шығарып қана қоймайды, керісінше, оларды барлық жағынан құптайды, өйткені олар соңғы уақытта материяның құрылымы туралы, атап айтқанда, екі туралы нақтыланған идеяларға сәйкес келеді. элементар бөлшектердің негізгі түрлері – фермиондар мен бозондар. Біздің салыстырмалы түрде суық әлемде материяның өзі фермиондардан (мысалы, протондар мен нейтрондардан) тұрады, ал бозондар (мысалы, фотондар) олардың арасындағы күшті көтереді. Бірақ өте жоғары температурамен салыстырғанда, тіпті жұлдыздардың ішкі бөлігіндегі температура да бозарып, зат бөлшектері мен тасымалдаушы бөлшектер арасындағы айырмашылық жойылады және олар бірдей әрекет ете бастайды. Жоғары температурадағы фермиондар мен бозондардың сәйкестік теориясы суперсимметрия теориясы деп аталады. Физиктер әлі де оны эксперименттік түрде сынау үшін қажетті энергиялар туралы армандай алады, бірақ олар суперсимметрияның дәлелі бірнеше жыл бойы көрінетініне сенімді. Бұл бағытта көптеген жұмыстар әлемнің көптеген зертханаларында, атап айтқанда, Баксандағы (Солтүстік Кавказ) және Байкалдағы ресейлік нейтрино обсерваторияларында жүргізілуде.

Сонымен бірге, Табиғатта ультра жоғары энергияның элементар бөлшектерін алу эксперименті жүргізілді! Рас, ол өте ұзақ уақыт бұрын, 10 миллиардтан астам жыл бұрын аяқталды, бірақ оны жүзеге асырудың іздері бізді барлық жағынан қоршап тұр, және біз өзіміз ғалымдар Үлкен жарылыс деп атаған осы үлкен эксперименттің нәтижесінен басқа ештеңе емеспіз! Суперсимметрия теориясы Әлем туылғаннан кейінгі секундтың алғашқы бөліктерінде оның барлық бөлшектері тең және бірдей болды, бірақ кейін Ғалам кеңейді, суыды және ондағы теңдік болмады деп болжайды ... Бір қызығы , протондармен, нейтрондармен, электрондармен, фотондармен, нейтринолармен және басқа белгілі қарапайым «құрылыс блоктарымен» бірге суперсимметрия теориясы белгісіз бөлшектердің тұтас хайуанаттар бағының туылуын болжайды. Дегенмен, біз хайуанаттар бағы туралы емес, кеме туралы айтуымыз керек - бұл белгісіз бөлшектер белгілі бөлшектермен жұптар құрайды: әрбір фермионда онымен жұпталған бозон бар және керісінше. Бұл қауымдастықтың суперсиметриясын атап өту үшін мұндай жұптар суперсеріктес деп аталады.

Барлық гипотетикалық бөлшектер - белгілі бөлшектердің суперсеріктестері - ортақ қасиетке ие: олар қарапайым заттармен өте әлсіз әрекеттеседі, бұл жағынан тіпті енетін нейтринолардан айтарлықтай асып түседі. Ғылыми жаргонда оларды кейде «WIMP» деп атайды, ағылшын аббревиатурасы WIMP – «әлсіз әрекеттесетін массивтік бөлшектер», яғни әлсіз әрекеттесетін массивтік бөлшектер. WIMP-ті көру өте қиын, бірақ сіз оларды «сезуге» болады - массасы бар барлық нәрсе сияқты, олар айналасында гравитациялық өріс жасайды. Үлкен жарылыстан кейін мұндай бөлшектердің үлкен саны қалуы керек еді және олардың біріктірілген гравитациялық әсерін бүкіл галактикалар сезінуі мүмкін. Қараңғы материя үшін соншалықты көп! Бұл факт өте маңызды, өйткені ол алып галактика кластерлерінің және жалпы макрокосмостың қасиеттерінің микроәлемнің қасиеттерімен қалай байланысты болуы мүмкін екенін анық көрсетеді.

Қараңғы материяның рөліне ең ықтимал үміткер массасы протонның массасынан жүз есе асатын ең жеңіл суперсимметриялық нейтралинобөлшек болып саналады. Онымен және басқа WIMP-мен бәсекелесу тағы бір көрінбейтін бөлшек - аксион - оның болуын басқа заманауи физикалық теория - кванттық хромодинамика болжайды.

Біздің Галактика және басқа да жұлдыздар жүйелері нейтралиндердің, аксиондардың және басқа да көрінбейтін бөлшектердің бұлттарына батырылған. Бұл бұлттар, қазіргі кездегідей, галактикаға дейінгі дәуірде жұлдыздардың алғашқы ұрпақтары үшін құрылыс материалы болған қарапайым материя тартылған гравитациялық «тұқымдар» қызметін атқарды. Ғылыми тілде бұл тұқымдар біріншілік тығыздық флуктуациялары деп аталады. Көпірдің астынан олар пайда болғаннан бері көп су өткенімен, бұл тербелістердің қасиеттері ғарыштық микротолқынды фон сәулеленуінің қарқындылығының кеңістіктік вариациялары түрінде мәңгілікке сақталады. Дәл осы вариацияларды зерттеу арқылы ғалымдар Ғалам массасының тек 4% қарапайым атомдық материядан келетінін анықтады. Тағы 23% -ын бариондық емес қараңғы заттар (нейтралинолар, аксиондар және т.б.) алады. Қалған 73% қанша? Біз өзімізді «Универс» ААҚ акционерлері деп санауға болады, олар келесі жиналыста акциялардың бақылау пакетінің кімге тиесілі екенін шамамен білмейтінін анықтады!

Эйнштейннің ең үлкен қателігі

Эйнштейннің салыстырмалылық теориясының болжамдарының бірі - Әлем мәңгі өмір сүре алмайды. Шынында да, егер біз оны тек тартылыс, яғни тартылыс патшалығы деп танитын болсақ, уақыт өте келе Ғаламдағы барлық материя бір нүктеге жиналуы керек екендігімен келісуіміз керек. Эйнштейннің өзі бұл перспективаны ұнатпағаны сонша, ол өзінің теңдеулеріне ламбда деп аталатын терминді - әмбебап гравитацияға қарсы тұруы керек болатын гипотетикалық «әмбебап итермелеуді» күштеп енгізді. Алайда, 1929 жылы Ғаламның кеңейетіні белгілі болды. Бұл галактикалардың өзара тартымдылығына олардың Үлкен жарылыс тудырған құлдырауы қарсы тұрды және өзара кері итеру қажеттілігі жоғалып кеткендей болды. Эйнштейннің кеңестік-американдық астрофизик Георги Гамовқа лямбда терминін ойлап табуды өзінің ең үлкен қателігі деп санайтынын мойындауы көпшілікке белгілі. Бірақ уақыт өтті, және бұл қате соншалықты айқын болуды тоқтатты: сол Гамов жазғандай, космологиялық тұрақты «ұсқынсыз басын көтеруді жалғастыруда». Рас, қазір оның басқа да көптеген атаулары бар - антигравитация, квинтессенс, вакуумдық энергия және, әрине, қара энергия.

Ғаламның стационарлық емес табиғатының ашылуы ғалымдарды (тек олар ғана емес) оның кеңеюі қалай аяқталатыны туралы ойлауға мәжбүр етті. Әлемдегі материяның орташа тығыздығын белгілі бір сыни мәнмен салыстыру арқылы біздің әлемнің одан әрі тағдырын сипаттау ыңғайлы. Егер тығыздық критикалық мәннен жоғары болса, гравитациялық күштер ерте ме, кеш пе галактикалардың кеңеюін тоқтатады және ол жалпы қысылумен ауыстырылады, бұл Ғаламды қайтадан бір нүктеге тартады. Егер тығыздық сыни мәннен аз болса, Ғаламның кеңеюі шексіз жалғасады... Бүгінгі таңда Ғарыштың байқалатын қасиеттері инфляциялық теория деп аталатын ең жақсы сипатталған, оның дамуында кеңестік және ресейлік физиктер маңызды рөл атқарды. рөл. Оған сәйкес, өзінің өмір сүрген секундының алғашқы бөліктерінде Ғалам апатты «инфляцияны» бастан кешірді («инфляция» сөзі ағылшын тілінен осылай аударылады), оның көлемі 10 50 есе өсті. Ғаламда бұрын болған барлық біртекті еместіктер мен қисықтар инфляция процесінде тегістелді - сондықтан біз біртекті және тегіс (геометриялық мағынада!) әлемде өмір сүретініміз анықталды.

Инфляциялық теория, басқа нәрселермен қатар, Әлемдегі материяның орташа тығыздығы критикалық тығыздыққа тура тең болуы керек деп болжайды. Шын мәнінде, осы мақалада бірнеше рет айтылған барлық пайыздар сыни тығыздыққа байланысты есептеледі. Мәселе анық - ғарыш кеңістігіндегі барлық төменгі ұштарды қырып тастағаннан кейін, заттарды сыни тығыздықтың 27% ғана жинауға болады. Қалған 73% қайдан алуға болады?

Жарайды, кеңістікте зат қалмайды, бірақ кеңістіктің өзі қалады. Неліктен оның салмағы жоқ деп ойлауымыз керек? Геодезияда барлық биіктіктер белгілі бір нөлдік деңгейден (Ресейде - Кронштадт табанының нөлінен) есептелетіні сияқты, физикада біз барлық энергиялар нөлдік энергиядан - вакуум энергиясынан есептелетінін болжауға болады, ол жоқ. нөлге тең болуы керек. Бұл бастапқы энергияда жетіспейтін тығыздық жасырылуы мүмкін. Астрономдар бұрын көрінбейтін материяны қараңғы материя деп атағандықтан, көрінбейтін энергияға бірдей сын есімді қолдану қисынды болып көрінді.

Ғаламның жеделдетілуі

Қараңғы энергия ұғымы, олар айтқандай, «алшақ» болып көрінуі мүмкін: инфляциялық теорияның және шын мәнінде Үлкен жарылыстың бүкіл космологиясының сәтсіздігін адал мойындаудың орнына, ғалымдар энергияны бос кеңістікке жатқызады! Мұндай айыптауларды болдырмау үшін қараңғы энергияның қандай қасиеттері болуы керек екенін анықтап, астрономиялық бақылаулар нәтижелерінде бұл қасиеттерді анықтауға тырысу керек. Және осындай нәтижелер алынды! 1998 жылы Адам Рис бастаған американдық астрономдар тобы маңызды фактіні хабарлады - Әлем жай ғана кеңейіп қоймайды, ол жеделдету қарқынымен кеңейеді. Ғалымдар мұндай қорытындыға алыс галактикалардағы супернова жарылыстарын бақылау арқылы келді.

Астрономиядағы қашықтықты өлшеу әдістерінің көпшілігі объектінің көрінетін жарықтығын оның шынайы жарықтығымен салыстыруға негізделген, ол, әрине, белгілі болуы керек. Шынайы жарықтығы белгілі көздер «стандартты шамдар» деп аталады. Ақ ергежейлілердегі термоядролық жарылыстармен байланысты деп есептелетін Ia типті суперновалар өте үлкен қашықтықта көрінеді және жарықтығының қызғаныш консистенциясы бар, бұл оларды космологиялық қашықтықты өлшеудің таптырмас құралына айналдырады.

Екінші жағынан, біздің Галактиканың жақын (ғарыштық масштабта) маңайында Хаббл заңы қолданылады - галактикаға дейінгі қашықтық оның көру сызығы бойынша қозғалыс жылдамдығына тікелей пропорционалды. Спектрден радиалды жылдамдықты анықтау оңай – Доплер эффектісі, егер көз бізден алыстаса, сызықтарды спектрдің қызыл бөлігіне, ал көзге жақындаса көк бөлігіне ауыстырады. Ауысу шамасы жылдамдыққа пропорционал болғандықтан, Хаббл заңы спектрлік бақылаулардан алыстағы объектілерге дейінгі қашықтықты бағалауға мүмкіндік береді - бұл Құс жолынан алыс Ғаламның кеңеюі бірдей заңдарға бағынатын болса - немесе ауытқуларды анықтауға мүмкіндік береді. бұл заңдар.

Дәл осы әдісті Рис пен оның әріптестері қолданды. Бірнеше супернованың көрінетін жарықтығына сүйене отырып, олар оларға дейінгі қашықтықты анықтады - бұл өте маңызды, бірнеше миллиард жарық жылы болып шықты. Содан кейін олар Хаббл заңын қолдана отырып, егер бірнеше миллиард жыл бұрын Әлемнің кеңеюі қазіргідей жылдамдықта болса, бұл суперновалар бізден алыстау жылдамдығын есептеді. Ашық жаңа жұлдыздардың нақты жылдамдығы Хаббл заңында болжанған мәннен айтарлықтай төмен болды - қазір Ғалам бірнеше миллиард жыл бұрынғыға қарағанда тезірек кеңейіп жатыр!

Ғалымдар керісінше нәтижені оңай қабылдайды - тартылыс заңына бағынатын Әлемде уақыт өте келе кеңею баяулайды деп күту қисынды. Бірақ жеделдету дегеніміз, тартылудан басқа, шынымен де Әлемде итеруші күш немесе жай ғана гравитация бар және қазіргі уақытта ол космологиялық қашықтықта ауырлықтан айқын асып түседі. Бұл тұжырымның сенсациялық сипатын ескере отырып, көптеген ғалымдар, соның ішінде осы жаңалықтың авторларының өздері де, Рис тобының нәтижелерінен қате табуға тырысты, бірақ әлі күнге дейін бұл әрекеттер сәтті болған жоқ. Біз қараңғы энергияның шынымен бар екенін мойындауымыз керек! Сонымен қатар, оның суперноваларды бақылау нәтижесінде есептелген мөлшері ғарыштық микротолқынды фон сәулеленуінің қарқындылығының ауытқуын бақылау нәтижесінде бағаланған мөлшерге сәйкес келді - шамамен 70%.

Ғалымдар үшін космологияның теориялық болжамдарын бақылау деректерімен салыстырудың жаңа әдістері соңғы жылдары жүздеген мың галактикалардың координаталары бойынша жинақталған деректердің арқасында пайда болды. 2002 жылдың ақпанында Ұлыбритания ғалымдары ғарыштық микротолқынды фон радиациясы туралы мәліметтерді 250 мың галактиканың ауқымды таралу сипаттамаларымен біріктіру арқылы барлық негізгі космологиялық параметрлердің мәндерін бағалады, олардың қашықтықтары 2dF кезінде анықталды. Англо-Австралия телескопында шолу. Есептелген мәндер басқа зерттеулердің деректерімен тамаша сәйкес келеді. Ал бұл жұмыста қара энергиясыз істеу мүмкін емес болып шықты! Рис тобының нәтижелеріне қарамастан, Джордж Эфстатиу және оның әріптестері оның Әлемнің жалпы тығыздығына қосқан үлесі 65-85% құрайды деп есептеді.

Бұлттағы қара су

Космология әлдеқашан «таза ғылым» болудан қалды. Ғаламның құрылымы мен эволюциясы туралы заманауи идеялар айтарлықтай бақылау және эксперименттік деректерге негізделген. Мұны өздерінің Ғалам теориясын жасауға дайын деп санайтындар есте сақтауы керек. «Ресми» ғылымның жаңа идеяларға төзімсіздігі және қалыптасқан білім жүйесіне сәйкес келмейтін барлық нәрсені табандылықпен жоққа шығаратынын жиі естиміз. Космологияның қалыптасу тарихы бұл тезистің тікелей теріске шығаруы болып табылады. Оның әртүрлі кезеңдерінде іргелі константалардың өзгергіштігі – гравитациялық тұрақты, айталық, тіпті жарық жылдамдығы сияқты оғаш гипотезалар тыныш талқыланды және әлі де талқылануда. Бұл гипотезалардың кейбіреулері ұмытылды, басқалары тәжірибелік дәлелдер мен жаңа қолдаушыларға ие болып, өмір сүруін жалғастыруда.

Қараңғы материя мен қараңғы энергияны қандай тағдыр күтіп тұр? Он жылдан кейін галактикалардың қозғалысындағы оғаштықтарды да, ғарыштық микротолқынды фон радиациясының қасиеттерін де қамтитын сәтті физикалық тұжырымдама пайда бола ма? Әзірге тек қараңғы материя гипотезасының нақты баламасы бар. Бұл 1980 жылдардың ортасында израиль физигі М.Мильгроммен жасалған модификацияланған Ньютон динамикасы - MOND теориясы деп аталады. Бұл теорияға сәйкес, бүкіләлемдік тартылыс заңының әдеттегі белгіленуі – қашықтықтың квадратына кері пропорционалды – белгілі бір шекке дейін ғана жарамды. Егер дененің ауырлық күшінің әсерінен пайда болған үдеуі шамамен 10 -10 м/с 2-ден аз болып шықса, бүкіләлемдік тартылыс заңына жұлдыздардың шеттеріндегі оғаш қозғалысын түсіндіретін түзетулер енгізу керек. спиральды галактикалар. Өкінішке орай, MOND теориясында релятивистік кеңейтім жоқ, сондықтан ол қарапайым динамикалық есептер шеңберінен шығатын құбылыстарды түсіндіре алмайды.

Тұтастай алғанда, қара материя мен қараңғы энергия бастапқыда теорияға оны бақылаулармен үйлестіру үшін енгізілген гипотетикалық тұжырымдамалар әлемнің заманауи бейнесіне өте жақсы сәйкес келетінін мойындау керек. Олардың көмегімен ғалымдар физиканың екі полюсін – космология мен элементар бөлшектер физикасын байланыстыра алғаны маңызды. Дегенмен, бұл екі нысанды тікелей эксперименттік анықтау болашақтың ісі болып қала береді. Бұл орын алғанша, біз кез келген күтпеген бұрылыстарға дайын боламыз!

107 жауаптар Дмитрий Вибе. Қараңғы материя және қараңғы энергия

Бұл сайт спамды азайту үшін Akismet пайдаланады.

Бірақ мұндай адамдар бар - олар керемет естиді,
Жұлдыз жұлдызға қалай сөйлейді.
- Ю.Ким

Жұлдыздарға толы түнгі аспанның көрінісі әлдеқашан адам жанын үрей мен рахатқа бөледі. Сондықтан, ғылымға деген жалпы қызығушылықтың аздап төмендеуінің өзінде астрономиялық жаңалықтар кейде БАҚ арқылы оқырманның (немесе тыңдаушының) қиялын сілкіндіру үшін Ғаламның ең шетіндегі жұмбақ квазар туралы, жарылысқан туралы хабармен таралады. жұлдыз немесе алыс галактиканың тереңдігінде жасырылған қара тесік туралы. Қызығушылық танытқан адамның ерте ме, кеш пе: «Қане, олар мені мұрнымнан жетектеп жатқан жоқ па?» деген заңды сұрақ туындауы заңдылық. Расында да, астрономия туралы көптеген кітаптар жазылды, ғылыми-көпшілік фильмдер түсірілуде, конференциялар өтіп жатыр, кәсіби астрономиялық журналдардың таралымы мен көлемі үнемі өсіп келеді, мұның бәрі жай ғана аспанға қараудың жемісі ме?

Бұл сурет екінші жаңа T Compass (T Pyxidis) жарылуы кезінде шығарылған қабықшаны көрсетеді. Қабықтың ортасында жарық нүктесі қарапайым жұлдыздан және жұлдыз қалдықтарынан (ақ ергежейлі) тұратын қос жұлдыз болып табылады. Жұлдыз заты ақ ергежейліге ағып, оның бетінде бірте-бірте жиналады. Жинақталған заттардың массасы белгілі бір шекті шектен асқанда жүйеде жарылыс болады. Қандай да бір себептермен (мүмкін, алдыңғы жарылыстардың қалдықтарымен өзара әрекеттесу нәтижесінде) шығарылған қабық мыңдаған кішкентай жарқыраған түйіндерге ыдырайды. Бұл түйіндерді спектроскопиялық зерттеуден басқа, оларды бірнеше жылдар бойы бақылай отырып, олардың жүйеден қалай ұшып кететінін тікелей көруге болады. © Шара, Уильямс, Гилмозци және NASA. Сурет hubblesite.org сайтынан алынды

Мысалы, физика, химия немесе биологияны алайық. Онда бәрі түсінікті. Бұл ғылымдардың зерттеу пәнін «қосуға» болады - егер тікелей қолмен ұстамаса, кем дегенде эксперименттік жағдайларда жан-жақты зерттеуге ұшырайды. Бірақ астрономдар дәл осындай сенімділікпен қалай айта алады, мысалы: «Бізден 6 мың жарық жылы қашықтықтағы екілік жүйеде материя қызыл жұлдыздан үзіліп, жұқа дискіге айналады және ақ ергежейлі бетінде жиналады, ” фотосуретті дәлел ретінде ұсыну , онда қызыл жұлдыз да, ергежейлі де, дискі де көрінбейді, бірақ бірнеше ұқсастармен қоршалған жарқын нүкте ғана бар, мүмкін соншалықты жарқын емес пе? Бұл сенімділік өзін-өзі бағалаудың салдары емес. Ол жаңа құбылыстардың ашылуын сәтті болжаған кезде сансыз әртүрлі бақылау фактілерін Ғаламның біртұтас, өзара байланысты, ішкі дәйекті суретіне қосу мүмкіндігінен туындайды.

Біздің Ғалам туралы біліміміздің негізі оның барлығы (немесе кем дегенде оның барлық көрінетін бөлігі) біз Жерде ашқан физикалық заңдарға бағынады деген сенім болып табылады. Бұл идея кездейсоқ пайда болған жоқ. Физикалық заңдар алдымен Жерде ашылды, содан кейін ғарышта расталды деп айтуға болмайды. Физиктер ешқашан біздің планетамызды Әлемнің қалған бөлігінен бөлек қарастырған емес. Бүкіләлемдік тартылыс заңын Ньютон Айды бақылау нәтижесінде шығарды және оның алғашқы «триумфы» Галлей кометасының орбитасын есептеу болды. Гелий алдымен Күнде, содан кейін ғана Жерде табылды.

Радиотолқындардан гамма-сәулелерге дейін

Физикалық заңдардың бірлігі идеясы өте маңызды болжам жасауға мүмкіндік береді. Мысалы, онда болып жатқан процестерді тікелей көру үшін жұлдыздың ішегіне немесе галактиканың өзегіне еніп кетпейік. Бірақ біз аламыз логикалық қорытынды жасаубұл процестер олар шығаратын нәтижені бақылау арқылы. Жағдайлардың басым көпшілігінің нәтижесі - біз тікелей тіркейтін өте кең жиілік диапазонында жеңіл, дәлірек айтқанда электромагниттік сәулелену. Қалғанының бәрі - радиациядан басқа - бұл бақылаулардың теориялық интерпретациясының өнімі, оның мәні астрономдар үшін қарапайым формулада «O - C», яғни «бақыланатын» ( осақталған) минус "есептелген" ( вампутацияланған). Нысанның табиғатын түсіну үшін оны құрастыру керек үлгі, яғни онда болып жатқан процестердің физикалық-математикалық сипаттамасы, содан кейін осы модельді пайдалана отырып, осы объектіде қандай сәулеленудің пайда болуы керектігін есептеңіз. Әрі қарай, модельдің болжамдарын бақылау нәтижелерімен салыстыру қалады және егер салыстыру толығымен сенімді емес болып шықса, онда бар модельдің параметрлерін өзгертіңіз немесе жаңа, неғұрлым сәтті нұсқасын жасаңыз.

Салыстыруға болатын нәрсе бар, өйткені жарық өте үлкен ақпаратты алып жүреді. Жұлдыздарға жылдам қараудың өзі олардың түсі бойынша ерекшеленетінін байқау үшін жеткілікті. Бұл қазірдің өзінде өте маңызды ақпарат, өйткені түс температураға байланысты. Басқаша айтқанда, жұлдыздарға жай көзбен қарап және олар бізге белгілі сәулелену заңдарына (айталық, Виеннің орын ауыстыру заңы) бағынады деп есептей отырып, біз қазірдің өзінде жұлдыздардың беттерінің температурасы әртүрлі деп айта аламыз - екіден үш мың градусқа дейін (қызыл жұлдыздар) ондаған мың градусқа дейін (ақ және көк жұлдыздар).

Әрине, шын мәнінде бәрі күрделірек, өйткені дененің сәулеленуі әрқашан оның белгілі бір температураға ие болуымен байланысты емес. Басқаша айтқанда, болуы мүмкін термиялық емессинхротрон немесе мазер сияқты табиғат. Дегенмен, мұны «түсін», яғни максималды сәулелену пайда болатын жиілікті ғана емес, сонымен қатар спектрдің бүкіл пішінін, яғни шығарылатын энергияның жиіліктер бойынша таралуын анықтау арқылы оңай анықтауға болады. Заманауи жабдық сәулеленуді гаммадан бастап радиотолқындарға дейін үлкен жиілік диапазонында жазуға мүмкіндік береді.

Жұлдыздың немесе басқа объектінің спектрінің жалпы пішіні қазірдің өзінде көп нәрсені білдірсе де (мысалы, сәулеленудің табиғаты туралы - ол жылулық па, жоқ па, егер жылулық болса, онда ол қандай температураға сәйкес келеді), спектр де қамтиды ақпараттың әлдеқайда сыйымды тасымалдаушысы - сызықтар. Белгілі бір жағдайларда зат белгілі бір жиілікте ғана жарық шығарады (егер ол өзі шығарса) немесе жұтады (егер ол басқа көзден жарықтандырылса). Жиіліктердің белгілі бір жиынтығы заттың атомдарының, иондарының немесе молекулаларының энергетикалық деңгейлерінің жеке таралуына байланысты, яғни белгілі бір спектрлік сызықтың болуына негізделген бұл атомдар мен молекулалар сәуле шығаруда болады деген қорытынды жасауға болады. немесе сіңіретін зат. Сызықтың қарқындылығы, оның пішіні, поляризациясы, сондай-ақ бір атомның немесе молекуланың әртүрлі сызықтарының интенсивтілігінің қатынасы бойынша жұлдыздың атмосферасындағы берілген элементтің мазмұнын, иондану дәрежесін анықтауға болады. , заттың тығыздығы, оның температурасы, магнит өрісінің күші және ауырлық күшінің үдеуі ... Егер зат қозғалса, оның спектрі сызықтарды қоса алғанда, Доплер эффектісіне байланысты тұтастай ығысады: оның көк жағына. егер зат бізге жақындаса, спектр, егер зат алыстап кетсе, қызыл жағына. Бұл дегеніміз, сызықтардың «зертханалық жағдайға» қатысты орын ауыстыруынан, мысалы, бүкіл спектр ығысқан болса, тұтас жұлдыздың қозғалысы туралы және оның атмосферасының жеке қабаттары туралы қорытынды жасауға болады. әр түрлі тереңдікте түзілген сызықтар әртүрлі ығысады .

Күн спектрінің алғашқы картасын 19 ғасырдың басында атақты оптик Джозеф Фраунгофер жасаған. Ол Күн спектріндегі ең көрнекті қараңғы сызықтарға әріп белгілерін тағайындады, олардың кейбіреулерін бүгінгі күні астрономдар қолданады ( жоғарғы сурет). 19 ғасырдың екінші жартысында сіңіру сызықтарының орны ( қараңғы) Күннің спектрінде сәуле шығару сызықтарының орнымен сәйкес келеді ( жарық) әртүрлі химиялық элементтердің зертханалық спектрлерінде. Мұнда келтірілген спектрлерді салыстырудан Фраунгофердің h, G, F және C сызықтары сутегіге, ал D қос сызығы натрийге жататынын көруге болады.optics.ifmo.ru сайтынан сурет.

Күн сияқты жұлдыздың спектрінде спектрлік сызықтардың саны (бұл жағдайда жұтылу сызықтары) көп мыңмен өлшенеді, сондықтан біз жұлдыздық атмосфералар туралы барлығын дерлік білеміз деп артық айтпауға болады (материя қай жерде орналасқан). сызықтар түрінде көрінеді). Дерлік – өйткені спектрлердің түзілу теориясының өзі жетілмеген, бірақ ол үздіксіз жетілдірілуде. Қалай болғанда да, жұлдыздардың сәулеленуі сізге тек шифрды ашуға қажет ақпараттың үлкен көлемін алып жүреді. Танымал мәтіндер спектрлерді саусақ ізімен салыстыруды ұнататыны бекер емес.

Күй, күй, жұлдызым

Бірақ атмосфера - бұл жұлдыз материясының аз ғана бөлігі. Оның тереңдігі туралы не айта аламыз? Өйткені, сіз оған тек теориялық тұрғыдан қарай аласыз - физикалық заңдармен қаруланған. (Алайда, қазір астрономдар сейсмология әдістерін белсенді түрде игеріп, спектрлік сызықтардың «дірілдеуін» пайдаланып, жұлдыздар ішегінде дыбыс толқындарының таралу ерекшеліктерін зерттеуде және осылайша олардың ішкі құрылымын қалпына келтіруде.) Температура мен тығыздықты білу. жұлдыздың беті (мысалы, Күн), сондай-ақ оның меншікті тартылу күші жылулық және жарық қысымымен теңестіріледі деп есептей отырып (әйтпесе жұлдыз кеңейіп немесе жиырылады), температура мен тығыздықтың тереңдікпен өзгеруін есептей аласыз. жұлдыздың дәл ортасын және сонымен бірге Күнді және басқа жұлдыздарды нақты не жарқыратады деген сұраққа жауап беруге тырысыңыз.

Күннің жер бетіне жақын аймақтарындағы конвективтік қозғалыстар жұлдызға терең еніп, оны тесіп өтіп, бетінен шағылысып, қайтадан ішкі бөлікке енетін дыбыс толқындарын тудырады (сол жақтағы суретті қараңыз). Бұл процесс бірнеше рет қайталанады, нәтижесінде күн бетінің әрбір бөлімі «тыныс алатын» немесе дірілдеген сияқты. Оң жақтағы суретте күн бетінің сейсмологиялық тербеліс режимдерінің бірі көрсетілген (көк аймақтар көтеріледі, қызыл аймақтар төмендейді). SOHO ғарыштық күн обсерваториясының өлшеулеріне сәйкес, бұл режимдегі тербеліс жиілігі шамамен 3 миллигерц құрайды. © GONG (Global Oscillation Network Group). gong.nso.edu сайтындағы суреттер

Жер тарихын зерттеу Күннің энергия шығаруы бірнеше миллиард жыл бойы дерлік өзгеріссіз қалғанын көрсетті. Бұл күн (жұлдыздық) энергиясының ұсынылған көзі өте «ұзақ мерзімді» болуы керек дегенді білдіреді. Қазіргі уақытта тек бір қолайлы нұсқа белгілі - бұл сутегін гелийге айналдыру реакциясынан басталатын термоядролық реакциялар тізбегі. Дәл осы жұлдыздық энергияның негізін құрайды деп есептей отырып, әртүрлі массалардағы жұлдыздар эволюциясының теориялық үлгілерін - жұлдыздың сыртқы параметрлерінің (оның жарқырауы мен бетінің) өзгерістерін сипаттауға мүмкіндік беретін эволюциялық жолдарды құруға болады. температура) оның ішкі бөлігінде болып жатқан процестерге байланысты. Әрине, біз жұлдызды өмір бойы бақылау мүмкіндігінен айырыламыз. Бірақ жұлдыз шоғырларында біз әртүрлі массадағы, бірақ шамамен бірдей жастағы жұлдыздардың қалай көрінетінін бақылай аламыз.

Жұлдыздар эволюциясының теориялық үлгілері әр түрлі массалық жұлдыздардың өмірін басқаша құрайтынын болжайды: массивтік жұлдыздар отынның үлкен қорын тез жанып, жарқыраған, бірақ қысқа өмір сүреді. Массасы төмен жұлдыздар, керісінше, миллиардтаған жылдар бойы сутегінің аз мөлшерін созып, өздерін өте үнемді пайдаланады. Басқаша айтқанда, теория жұлдыздар шоғыры неғұрлым ескі болса, соғұрлым оның массивтік жұлдыздары аз болады деп болжайды. Біздің бақылауларымыз бізге дәл осы суретті береді. Жас жұлдыз шоғырларында (жастары бірнеше миллион жыл), кейде массасы бірнеше ондаған күн массасы бар жұлдыздар кездеседі; орта жастағы кластерлерде (ондаған және жүздеген миллион жылдар) жұлдыздық массалардың жоғарғы шегі он күн массасына дейін төмендейді; ақырында, ең көне кластерлерде біз Күннен массасы үлкен жұлдыздарды көрмейміз.

Әрине, біз жұлдыздар эволюциясы теориясын дәл осы теория арқылы анықталатын жұлдыз шоғырларының жасын растау үшін қолданатынымызға қарсылық білдіруге болады. Бірақ кластерлердің жасын анықтаудың дұрыстығы басқа фактілермен расталады. Мысалы, жұлдыздар эволюциясы теориясы тұрғысынан ең жас болып көрінетін кластерлер әрқашан дерлік олар пайда болған молекулалық бұлт қалдықтарымен қоршалған. Ең көне кластерлер - глобулярлылар - жұлдыздар эволюциясы теориясы тұрғысынан ғана ескі емес, олар ауыр элементтерде (Күнмен салыстырғанда) өте кедей, бұл олардың құрметті жасына сәйкес келеді. Олар дүниеге келген сол алыс дәуірде Галактикадағы ауыр элементтер әлі көп мөлшерде синтезделіп үлгермеген еді.

Галактикалық дискіні мекендейтін жұлдыз шоғырларын астрономдар ашық деп атайды. Олардың құрамына кіретін жұлдыздар (әдетте бірнеше жүзден аспайды) кеңістікте айтарлықтай шашыраңқы орналасқан, сондықтан кейде аспандағы жұлдыздардың кездейсоқ топтамасынан нақты шоғырды ажырату қиынға соғады. Бұл кластерлер негізінен өте жас. Кейде шоғырдағы жұлдыздар пайда болған материалдың қалдықтарын әлі де байқауға болады. Сол жақта суреттелгенең танымал бірін көрсетеді ашық кластерлер- NGC 346 біздің Галактиканың жер серігі, Кіші Магеллан бұлты (бізден 210 000 жарық жылы) Тукана шоқжұлдызында. Сурет ғарыштық телескоптың көмегімен түсірілген. Хаббл 2004 жылдың шілдесінде (© NASA, ESA және A.Nota, STScI/ESA). Оң жақтабіз мүлде басқа жұлдызды отбасын көреміз - глобулярлы кластер M15 Пегас шоқжұлдызында, Жерден 40 000 жарық жылы (© NASA және STScI/AURA). Глобулярлы шоғырлардың жұлдыздары өте ескі («Қашықтықтар мен ғасырлар» бүйірлік тақтасын қараңыз) және массасы аз, бірақ олар өте көп. Егер әдеттегі ашық кластер жүздеген жұлдыздарды қамтыса, онда глобулярлық кластерде олардың саны миллионға жетуі мүмкін - бұл салыстырмалы өлшемдермен! Глобулярлы кластерлердің мекендеу ортасы дискімен шектелмейді - олар біздің Галактиканың айналасында ондаған мың парсек радиусы бар өзіндік сфералық симметриялы бұлтты құрайды. (Суреттер hubblesite.org сайтынан)

Рас, ауыр элементтердің синтезі де жұлдыз эволюциясы теориясының болжамы! Бірақ бұл тәуелсіз бақылаулармен де расталады: спектроскопияны қолдана отырып, біз жұлдыздардың химиялық құрамы туралы көптеген мәліметтер жинадық, ал жұлдыздардың эволюциясы теориясы бұл деректерді нақты элементтердің мазмұны тұрғысынан ғана емес, тамаша түсіндіреді. сонымен қатар олардың изотоптық құрамы тұрғысынан.

Жалпы, жұлдыздар эволюциясы теориясы туралы әңгімені осылай аяқтауымыз мүмкін. Теорияның қандай да бір аспектісін растайтын қандай да бір нақты болжамды табу екіталай. Керісінше, біздің қолымызда әртүрлі массалар мен химиялық құрамдағы жұлдыздардың тіршілігінің ерте эволюциялық кезеңдерден бастап, жұлдыздағы термоядролық реакциялар жаңа ғана тұтанған кезден бастап, эволюцияның соңғы сатыларына, массивтік жұлдыздар жарылғанға дейінгі күрделі теориялық бейнесі бар. суперновалар сияқты, ал массасы аз жұлдыздар қабықтарын төгіп, ықшам ыстық ядроларды ашады. Бұл сансыз теориялық болжамдар жасауға мүмкіндік берді, олар температуралар, массалар, жарықтар, химиялық құрамдар және әртүрлі типтегі миллиардтаған жұлдыздардың кеңістіктік таралуы туралы мәліметтерді қамтитын өте күрделі бақылау суретімен тамаша үйлеседі - ашық көк алыптардан аққа дейін. гномдар.

Жұлдыздар мен планеталардың тууы

Жұлдыздардың эволюциясы теориясының осындай әсерлі биіктерге жеткені белгілі. Жұлдыздар жарқыраған, жинақы, көп, сондықтан оларды байқау оңай. Өкінішке орай, Әлем ақпаратты барлық нәрседе ықыласпен бөліспейді. Біз, мысалы, жұлдыздардан жұлдызаралық ортаға – Құс жолы сияқты дискілік галактикалардағы кеңістіктің көп бөлігін толтыратын газ бен шаңға көшкен кезде Әлемнің суреті айтарлықтай анық емес және бөлшектенеді. Жұлдызаралық заттың сәуле шығаруы өте әлсіз, себебі зат өте сирек немесе өте суық. Оны бақылау жұлдыздардың сәулеленуіне қарағанда әлдеқайда қиын, бірақ соған қарамастан, ол өте ақпараттылығымен ерекшеленеді. Тек астрономдарға жұлдызаралық ортаны егжей-тегжейлі зерттеуге мүмкіндік беретін құралдар астрономдардың қолына жақында ғана, сөзбе-сөз соңғы 10-20 жылда пайда болды, сондықтан бұл аймақта әлі де көптеген «бос дақтар» болуы таңқаларлық емес. .

Ең маңызды «дақтардың» бірі, таңғаларлық, жұлдыздармен де байланысты - біз олардың қайдан келгенін әлі білмейміз. Дәлірек айтқанда, бізде жұлдыздардың пайда болуы туралы жалпы түсінік бар, бірақ жұлдыздардың кейінгі эволюциясы сияқты анық емес. Жұлдыздардың молекулалық бұлттарда газ-тозаң конденсацияларының сығылу нәтижесінде пайда болғанын сенімді түрде айта аламыз. Бақылаулардан біз білеміз, біріншіден, жас жұлдыздар әрқашан молекулалық газда болады, екіншіден, «дайын» ​​жас жұлдыздар деп аталатын жұлдызға дейінгі ядролар -тығыз газды-шаңды түйіршіктер, олардың спектрлері бұл шоғырлардың сығылғанын анық көрсетеді. Дегенмен, біз бұл тромбтардың қалай пайда болатынын және олардың неліктен кішірейе бастайтынын әлі айта алмаймыз. Дәлірек айтқанда, жұлдыздардың пайда болуының екі негізгі нұсқасы бар. Олардың біріне сәйкес, молекулалық бұлттарды магнит өрісінің қысуынан сақтайды (молекулярлық бұлттарда шынымен де магнит өрісі бар) және магнит өрісінің тірегі қандай да бір себептермен әлсіреген жерде жұлдызға дейінгі ядролар пайда болады. Басқа нұсқаға сәйкес, жұлдыздардың пайда болуының қозғаушы күші бұлттарда байқалатын турбуленттілік болып табылады: материяның хаотикалық ағындары кездейсоқ соқтығысатын жерде жұлдызға дейінгі ядролар пайда болады. Дегенмен, бақылау деректерінің көлемі осы тетіктердің біріне сенімді түрде артықшылық беру үшін әлі де тым аз (немесе үшінші, төртінші... ұсынады).

Планетаның пайда болу теориясымен жағдай біршама жақсырақ: заманауи идеяларға сәйкес, олар жас жұлдыздардың газ-шаң дискілерінде қалыптасады. Тағы да, оларда планеталардың пайда болуын ешкім тікелей көрген жоқ, бірақ бұл дискілердің өзі көп мөлшерде байқалды. Осының арқасында жас дискілердегі шаң түйіршіктері белгілі бір эволюциялық кезеңде бір-біріне жабыса бастайтыны туралы жанама дәлелдер алынды, көлемі бірте-бірте ұлғаяды - бұл кезеңде дискілердің инфрақызыл диапазонындағы спектрдің пішіні өзгереді. Кейбір «протопланетарлы» дискілерде аномальді құрылымдық бөлшектер бар - иілу және «тесік» - бұл бола аладыоларда бұрыннан қалыптасқан планеталардың тартылуынан туындаған.

Жас жұлдыз β Pictoris дискінің бұл суреті NASA ғарыштық телескопының көмегімен түсірілген. Хаббл 2003 ж. Ол негізгі дискіден басқа жүйеде негізгі дискімен салыстырғанда 4–5° еңкейтілген қосалқы дискі бар екенін көрсетеді. Астрономдар бұл қосымша дискіні β Pictoris жүйесінде ауырлық күші негізгі дискідегі заттардың қалыпты ағынын бұзып, оның «бифуркациясына» әкелетін планетаның бар екендігінің жанама дәлелі деп санайды. © NASA, ESA, ACS Science Team, Д.Голимовский (Джонс Хопкинс университеті), Д.Ардила (IPAC), Дж.Крист (JPL), М.Клампин (GSFC), Х.Форд (JHU) және Г.Иллингворт (UCO/Lick)

Басқа әлемдер мен жерлер

Бүгінгі күні астрономиядағы ең қызу тақырыптардың бірі - күннен тыс планеталар, олардың біріншісі 1995 жылы ашылған. Оларды анықтаудың негізгі әдісі – радиалды жылдамдық әдісі – Доплер эффектісіне негізделген: планета өзінің тартылыс күші арқылы жұлдызды жүйенің масса центрінің айналасындағы шағын эллипсті сипаттауға мәжбүр етеді. Егер планетаның орбитасы көру сызығына қатаң перпендикуляр болмаса, оның жарты периодында жұлдыз бақылаушыға жақындайды, ал жарты периодта ол одан алыстайды. Нәтижесінде жұлдыз спектріндегі сызықтар орташа позициядан оңға немесе солға аздап «жылжиды». Дәлірек айтқанда, мұндай ауытқулар спутниктің бар екенін көрсетеді, бірақ бұл қоңыр ергежейлі немесе өте төмен массалық жұлдыз емес (егер ол «қалыпты» жұлдыз болса, ол планета екенін сенімді түрде айтуға мүмкіндік бермейді. жай көрінетін болады). Мұндай бақылауларға «синустың қарғысы» ілінеді. мен", Қайда мен- планетаның орбитасының жазықтығы мен аспан жазықтығының арасындағы бұрыш. Спектрлік сызық тербелістерінің амплитудасынан масса емес, оның күнә арқылы туындысы анықталады. мен. Бұл көбейтудің мағынасы қарапайым: егер орбита дәл аспан жазықтығында болса, жұлдыздың серігі өте массивті болса да, спектрде ешқандай ауытқуларды көрмейміз. Сондықтан радиалды жылдамдық әдісіне әлі де күмән бар. Біріншіден, оның көмегімен табылған дене планета болмауы мүмкін, екіншіден, радиалды жылдамдықтардың ауытқуы, жалпы айтқанда, жұлдыз атмосферасындағы қозғалыстармен байланысты болуы мүмкін...

Жағдайлардың басым көпшілігінде планетаның бар екендігінің жалғыз дәлелі «ата-ана» жұлдызының радиалды жылдамдығының тұрақты ауытқуы болып табылады. Бірнеше жағдайларда олар жұлдыздың жарықтығының төмендеуінің радиалды жылдамдығының ауытқуымен тұрақты және синхрондалған - тұтылулармен толықтырылады. Тек бірнеше расталмаған жағдайда планета жұлдыздың жанындағы жарық нүктесі ретінде байқалды. Сондықтан, есіңізде болсын - астрономиялық жаңалықтарда басқа жұлдыздың жанында планетаның түрлі-түсті бейнесін кездестірсеңіз, бұл әрқашан суретшінің қиялы... (Суретте газ гиганты көрсетілген ( үлкен көк жоғарғы сурет), ақ ергежейлі және миллисекундтық пульсарды айналып өтетін B1620-26 ( суреттің төменгі жағындағы екі жарқын нүкте) глобулярлы кластерде M4. Астрономдар оны планета деп күдіктенеді, өйткені оның массасы жұлдыз немесе қоңыр ергежейлі үшін тым төмен.) Графика: NASA және Г.Бэкон (STScI)

Планетаның орбитасының жазықтығы аспан жазықтығына дерлік перпендикуляр болса, яғни көру сызығына дерлік параллель болса, бұл басқа мәселе. Бұл жағдайда біз планетаның жұлдызды тұтылғанын көреміз деп күтуге болады. Ал, 1999 жылдан бері мұндай тұтылулар іс жүзінде байқалды! Дегенмен, әзірге күннен тыс планеталардың бірнеше мысалдары ғана белгілі, олардың параметрлері бір уақытта тұтылумен де, радиалды жылдамдық әдісімен де анықталды. Бұл жүйелердегі тұтылулар радиалды жылдамдық әдісі оларды болжаған кезде орын алады, бұл көп жағдайда жұлдыздардың спектрлеріндегі «планеталық» сызық ауытқулары шынымен планеталармен байланысты деген үміт береді.

Айтпақшы, мұндай тұтылу жүйесінде бұрыш меншамамен 90°-қа тең және күнә мен, сәйкесінше, бірлікке жақын болса, онда радиалды жылдамдық әдісімен анықталатын планетаның ең аз массасы оның шынайы массасына жақын болады. Сондықтан, бұл жағдайда біз планетаны қоңыр ергежейліден сенімді түрде ажырата аламыз.

Көрінбейтінді қараңыз

Көрінбейтін туралы айтқанда, ең қызықты астрономиялық нысандар туралы айтпау, әрине, мүмкін емес. Қара тесіктер ұғымы - тіпті олардан жарық қашып құтыла алмайтын күшті ауырлықтағы объектілер - ағылшын Джон Мишель мен француз Пьер Лапластың арқасында 18 ғасырда ғылымда пайда болды. 20 ғасырдың басында неміс ғалымы Карл Шварцшильд жалпы салыстырмалылық теориясының салдары ретінде қара тесіктерді шығара отырып, бұл идеяға математикалық негізділік берді. Басқаша айтқанда, қара тесіктер олардың табиғатта нақты бар екендігінің дәлелдерін табу туралы ойлауға дейін теориялық түрде болжанған. Жабдықтың уақытша жетілмегендігінен ғана емес, анықтамасы бойынша көру мүмкін емес объектілердің ашылуы туралы қалай айтуға болады? Белгілі бір массивтік нысанды қара құрдым деп атаудың негізгі дәлелі оның көрінбейтіндігі болғаны әбден заңды. 1970 жылдардың басында қара құрдымға алғашқы үміткер Cygnus X-1 екілік жүйесінің көрінбейтін серіктесі болды. Оның массасы 5 күн массасынан асады, бірақ өз радиациясын анықтау әрекеттерінің барлығы сәтсіз аяқталды. Оның болуын тек көрінетін құрамдас затқа көрсететін гравитациялық әсер көрсетеді. Белгілі болғандай, оны табу өте қиын басқасоншалықты үлкен массасы бар, бірақ көрінбейтін болып қалатын физикалық тұлға.

Соңғы жылдары біздің Галактиканың өзегі үшін қара тесіктердің шынайылығының одан да сенімді дәлелдері алынды. Оның үстіне, ол кейбір күрделі теориялардан емес, жер серігінің негізгі дененің айналасындағы қозғалысын сипаттайтын қарапайым аспан механикасынан туындайды. Соңғы онжылдықта ғалымдар Галактиканың геометриялық орталығына тікелей жақын жерде бірнеше жұлдыздардың қозғалысын бақылап отырды. Бұл жұлдыздардың бірінің орбитасы толығымен дерлік сызылған - ол массасы бірнеше миллион күн массасы бар объектінің гравитациялық өрісінде болғандай ұзартылған эллипспен орталықты айналады. Нысанның радиусы бірнеше ондаған астрономиялық бірліктерден аспайды - бұл осы жұлдыздың орбитасының өлшемі. Әрине, кез келген тартылыс объектісі оның спутнигінің орбитасынан кіші болуы мүмкін. Елестетіп көріңізші: миллиондаған күн массасы Күн жүйесінің өлшеміне жинақталған, бірақ көрінбейтін болып қалады! Бұл жерде біз тағы бір үлкен ғылыми қағиданы - Оккамның ұстарасы деп аталатынды есте сақтауымыз керек: барлық түсініктемелердің ең қарапайымына артықшылық бере отырып, субъектілерді қажетсіз көбейтудің қажеті жоқ. Қара құрдым қаншалықты экзотикалық болып көрінсе де, бүгінде сол күйінде қалды ең қарапайымбұл жұмбақтың шешімі. Бұл, әрине, болашақта одан да қарапайым шешім табылмайтынына кепілдік бермейді.

Біздің Галактиканың өзегіндегі жұлдыздардың орбиталары. Жоғарғы оң жақ бұрыштағы қос бұрышты көрсеткінің ұзындығы шамамен 1600 астрономиялық бірлікті құрайды. Бұл картаны Андреа Гез және оның Лос-Анджелестегі Калифорния университетіндегі әріптестері телескоптағы ұзақ мерзімді бақылаулар негізінде жасаған. Кек). Жұлдызша дененің орналасуы керек орынды белгілейді, оның ауырлық күші жұлдыздардың осы траекториялар бойымен қозғалуына әкеледі. Аспан механикасының заңдары бұл дененің массасы бірнеше миллион күн массасы екенін анықтауға мүмкіндік береді. Әсіресе, S0-2 және S0-16 жұлдыздарының орбиталары қызықтырады, олар көрінбейтін денеге бірнеше ондаған астрономиялық бірлік қашықтықта жақындайды, осылайша оның мөлшеріне өте маңызды шектеулер қояды. Күріш. www.astro.ucla.edu сайтынан

Негізінде, жоғарыда айтылғандар квазарларға да қатысты - әдеттен тыс жарқын және өте ықшам сәулелену көздері, олардың керемет жоғары жарқырауы материяның қара тесікке жиналуы (құлуы) кезінде энергияның бөлінуімен түсіндіріледі. Зат тікелей тесікке түспейді, оның айналасында айналады, жұқа жинақтау дискісін құрайды. Бұл айналмалы жүйеде ауырлық (орталық объектінің немесе бүкіл жүйенің) айналу осіне перпендикуляр бағытта орталықтан тепкіш күшпен теңестірілетініне байланысты, сондықтан қысу тек айналу осіне параллель болады, « тегістеу» жүйені жалпақ құймаққа айналдыру.

Дискідегі газдың қозғалысы Кеплер заңдарымен сипатталады (сондықтан мұндай дискілер кейде «кеплер» деп аталады). Кеплердің аты әдетте Күн жүйесінің планеталары Күнді эллипспен айналады деген болжаммен байланысты болғанымен, Кеплердің заңдары шеңбердегі қозғалысқа бірдей қолданылады (бұл эллипстің ерекше жағдайы).

Кеплер заңдарының дискілерге қатысты бір көрінісі орталықтан әртүрлі қашықтықта орналасқан қабаттардың әртүрлі жылдамдықпен қозғалуы және нәтижесінде бір-біріне «үйкелу», орбиталық қозғалыстың кинетикалық энергиясын жылу энергиясына, содан кейін радиациялық энергия. Бұл түсініктеме жалғыз болмауы мүмкін, бірақ бүгінгі күні бұл ең қарапайым. Ақырында, егер құбылыс масштабын елемейтін болсақ, аккрециялық модельде материяның қызу (және жарқырау) көзі үйкеліс болып табылады - қаншалықты қарапайым? Квазарлардың құбыжық энергиясы материя «түскен» объектінің өте массивті және геометриялық тұрғыдан кішкентай болуын талап етеді (дискінің ішкі радиусы неғұрлым аз болса, онда соғұрлым көп энергия бөлінеді). NGC 4258 белсенді галактикасының өзегінде «кеплер» дискісін тікелей байқауға, яғни өте жалпақ газ құрылымын анықтауға ғана емес, ондағы заттың қозғалыс жылдамдығын өлшеуге және бұл Бұл дәл «Кеплер бойынша» айналатын диск. Квазарлар галактикалардың орталықтарында, яғни біздің және басқа галактикаларда қара дырыларға өте ұқсас нысандар табылған жерде орналасқан... Квазарлардағы массивтік ықшам нысандарды да қара тесіктер деп есептеу қисынды.

Ғарыштық көзге көрінбейтін тағы бір нәрсе - қараңғы материя, яғни радиацияда емес, тартылыс күшімен көрінетін материя. Оның өмір сүру идеясын астроном Фриц Цвики айтқан. Ол кластерлердегі галактикалардың жылдамдықтарын тек көрінетін материяның ауырлығымен түсіндіруге тым жоғары екеніне назар аударды. Галактика кластерлерінде болуы керек басқа нәрсе, көрінбейтін, бірақ гравитациялық өріске ие. Кейінірек галактикалар ішіндегі жұлдыздардың қозғалысында да осындай аномалиялар табылды. Қараңғы материяның гипотезасы сол Оккам ережесін бұзатын сияқты деген негізде сынға алынады: жұлдыздар мен галактикалардың қозғалысындағы екіұштылықтарды анықтай отырып, астрономдар оларды бар теориялар тұрғысынан түсіндірмеді, бірақ бірден жаңа болмысты - қараңғылықты енгізді. мәселе. Бірақ бұл сын, менің ойымша, әділетсіз. Біріншіден, «қараңғы материя» өз алдына бір зат емес. Бұл галактикалардағы жұлдыздардың және шоғырлардағы галактикалардың қозғалысы тек көрінетін материяның ауырлығымен сипатталмайтындығы туралы жай ғана мәлімдеме. Екіншіден, бұл гравитацияны бар нысандармен түсіндіру оңай емес.

Тұтастай алғанда, кез келген массивті көрінбейтін (қазіргі заманғы бақылау құралдарының көмегімен) қараңғы материяның рөліне қолайлы. Мысалы, кеңістікті толтыратын қоңыр ергежейлілер немесе «қара» деп аталатын ергежейлілер, яғни салқындатылған, суық және сондықтан көрінбейтін ақ ергежейлілер қараңғы материяға оңай өте алады. Дегенмен, бұл нысандардың негізгі кемшілігі бар: олар қараңғы материяны сипаттау үшін пайдаланылуы мүмкін, бірақ олар Әлемнің заманауи суретіне ауыртпалықсыз сәйкес келе алмайды. Ақ ергежейлі - бұл көзге көрінбейтін заттың күн массасының оннан бір бөлігі ғана емес, сонымен қатар осы ақ ергежейлі жұлдыздың ізашары болған жұлдыз синтездеген көміртегі мен азоттың жеткілікті мөлшері. Егер кеңістік салқындатылған ақ ергежейлілермен толтырылған деп болжасақ, біз қараңғы материяның табиғаты туралы сұраққа жауап береміз, бірақ біз басқа сұраққа жауап іздеуге мәжбүр боламыз - C және N атомдары қайда лақтырылды Осы ергежейлілер арқылы келесі ұрпақ жұлдыздарының химиялық құрамында пайда болуы керек еді? Сонымен қатар, ақ және қоңыр карликтердің тағы бір жалпы кемшілігі бар: олар өздігінен пайда болмайды. Олармен бірге көбірек массалық жұлдыздар әділ мөлшерде пайда болуы керек еді. Бұл жұлдыздар өмірінің соңында суперновалар ретінде жарылып, галактиканы айналадағы кеңістікке таратады. Міне, ғылымға беймәлім элементар бөлшектер экзотикалық емес, қараңғы материяның рөліне оңай түсіндірілетін кандидат болып шығады. Алайда жұлдыздардың аномальды қозғалысын көзге көрінбейтін «қарапайым» нысандармен түсіндіру әрекеттері жалғасуда.

Қараңғы материяның «материалы» да даулы. Қазір MOND теориясы – модификацияланған Ньютон динамикасы бойынша көп жұмыс жариялануда. Оған сәйкес, өте төмен үдеулері бар қозғалыстар кезінде Ньютондық ауырлық формулаларына түзетулер енгізу керек. Бұл түзетулерді ескермеу қосымша массаның елесін әкеледі.

Қолдарыңызбен түртіңіз

Астрономдар зерттейтін объектілерге қол тигізе алмайды деген мәлімдеме әрқашан дұрыс бола бермейді. Кем дегенде, Күн жүйесінде біз бір нәрсені егжей-тегжейлі суретке түсіріп қана қоймай, оны «түртіп» аламыз (кем дегенде автоматты машиналар арқылы). Сондықтан оның құрылымы бізге жақсы белгілі болуы таңқаларлық емес. Жердің Күнді айналатынына және онымен бірге көптеген әртүрлі денелердің де Күнді айналатынына ешкімнің дау айтуы екіталай. Біз бұл денелердің қозғалатын күштерін түсінеміз және олардың қозғалысын болжай аламыз. Шындығында, дәл осы аспан денелерінің қозғалысын зерттеу астрономияның ең нақты саласы – аспан механикасының пайда болуына әкелді.

Ең болмағанда бірінші астероид – Церераның ашылу тарихын еске түсірейік. Оны итальяндық астроном Г.Пьяцци 19 ғасырдың бірінші түнінде тауып, бірден жоғалтып алды. Дегенмен, қандай траекторияны білу міндеттіЦерера қозғалысы (егер біздің күн жүйесінің құрылымы туралы идеяларымыз дұрыс болса) неміс математигі К.Гауссқа болашақ күндердегі өз орнын болжауға мүмкіндік берді және оны ашқаннан кейін бір жылдан кейін Церера қайтадан табылды және дәл қай жерде болуы керек. болған.

Бұл жерде біз оқулықтағы «қаламның ұшында» Нептунның ашылуы туралы әңгімені еске түсіре аламыз, бірақ Күн жүйесінің аспан-механикалық құрылымын түсінудің әлдеқайда жақсы дәлелі - оны практикалық қолдану. Қазіргі уақытта бұл гравитациялық маневр деп аталатын планетааралық ғарыш кемесі сирек ұшу - ұшу жолы оның әртүрлі бөліктерінде үлкен планеталардың тартылуымен құрылғыны жылдамдататындай қулықпен жасалған. Осының арқасында жанар-жағармайды көп үнемдеуге болады.

Бір сөзбен айтқанда, біз өте жақсы (мінсіз болмаса да) түсінеміз қозғалыскүн жүйесінің денелері. Олардың жеке табиғатын түсінуге келгенде жағдай нашарлайды. Мысалдар іздеудің қажеті жоқ. Марс каналдары - бұл қандай керемет иллюзия болды! Бақылаушы астрономдар Марстың мелиоративтік желісінің карталарын жасады, астроботаниктер Марс өсімдіктерінің өмірлік циклі туралы батыл гипотезаларды алға тартты, олардан шабыттанған ғылыми фантаст жазушылар марсиялықтармен байланыс суреттерін салды (бір себептермен біреуі екіншісінен қорқынышты). Қызыл ғаламшардың ғарыш аппараттарымен алынған алғашқы фотосуреттері бұл қиялдарды тіпті шаңға - түтінге де айналдырмайды. Арналар не үшін алынғаннан басқа нәрсе болып шықса жақсы болар еді. Жоқ, олар жоқ болды! Марста «осындай нәрсені» көргісі келетін обсессивті ниет бақылаушыларды қатыгез әзілге айналдырды. Жақындап қараған кезде Қызыл ғаламшар толығымен өлі болып шықты.

Біздің Марс туралы қазіргі түсінігіміз шамамен 50 жыл бұрынғыдан түбегейлі ерекшеленеді. Марсқа көптеген зондтар ұшты, қондырушылар оған барды, оның ішінде оның бетінде айтарлықтай километрді жүріп өткен роверлер. Марс бетінің рельефінің, температурасының, минералдық құрамының және магнит өрісінің егжей-тегжейлі карталары жасалды. Біз Марстың беті мен атмосферасы туралы кем дегенде бәрін білеміз деп сенімді түрде айта аламыз. Бұл Марсты зерттеуде болжам жасауға орын жоқ дегенді білдіре ме? О жоқ!

Мәселе мынада, Марс өмірінің белсенді кезеңі әлдеқашан аяқталды. Қызыл ғаламшардың жақындығына қарамастан, біз әлі де нәтижені ғана көреміз, бірақ процесті бақылау мүмкіндігінен айырыламыз. Біз аналогияларға жүгінуіміз керек. Өйткені, Жер мен Марс бір-бірінен онша ерекшеленбейді. Неліктен екі планетадағы ұқсас жер бедері ұқсас процестер арқылы пайда болды деп ойламасқа? Марс бетінің алғашқы фотосуреттері жердегілерге арналардың жоқтығы туралы қайғылы жаңалықтарды ғана емес әкелді. Олар сондай-ақ қызықты нәрсе тапты - құрғақ өзен арналары. Қазіргі Марста су жоқ болуы мүмкін, бірақ ол өте ертеде болған! Ағын судан басқа не үшін мұндай із қалдыруы мүмкін? Бұған жер бетіндегі шөгінді тау жыныстарының құрылымына өте ұқсас Марс тау жыныстарының қабаттасуы мен Жерде тек сұйық ортада түзілетін минералдардың болуын қосыңыз... Бір сөзбен айтқанда, бүкіл деректер жиынтығы. Марста бір кездері, бәлкім, өте ұзақ уақыт бұрын және өте қысқа уақыт ішінде онда су қоймалары болған деп болжайды. Бірақ бұл деректердің бәрі, әрине, жанама дәлелдер. Міне, астрономиялық жаңалықтарды оқырман немесе тыңдаушы құлағын ашық ұстауы керек сызық осы жерде жатыр. Бақылау нәтижесінен одан қорытындыға дейін логикалық қорытындылар мен қосымша болжамдар тізбегі жүреді, олар әрқашан танымал жаңалықтар мәтінінде аяқтала бермейді (бірақ бұл тек астрономияға ғана емес, сонымен бірге ғылыми зерттеулерге де қатысты. басқа ғылымдар).

Марстағы кратерлердің бірінің бұл еңісін американдық Mars Global Surveyor ғарыш зонды бірнеше рет суретке түсірген. 2005 жылдың қыркүйегінде түсірілген суретте... ненің жаңа ізі анық көрсетілген? Сырттай қарағанда, оны жер асты сулары қалдырып, жер бетіне шығып, бірден қатып қалған сияқты. Бірақ бұл жалғыз мүмкін түсініктеме ме? © NASA

Тағы бір айқын мысал - Юпитердің Галилей серіктерінің бірі Еуропа. Спектрлік талдау бұл спутниктің беті су мұзынан тұратынын көрсетеді. Бірақ Еуропа затының орташа тығыздығы (3 г см–3) судың тығыздығынан үш есе жоғары, бұл спутниктің көп бөлігі судың тығыздығы аз қабықпен қоршалған жартасты ядродан тұратынын білдіреді. Еуропаның құрылымының дифференциациясы, яғни отқа төзімді ядроға және төмен балқитын қабықшаға бөлінуі бұл спутниктің ішкі бөлігі айтарлықтай жылынуға ұшырағанын және болуы мүмкін екенін көрсетеді. Бұл қыздырудың көзі, ең алдымен, Юпитермен және алып планетаның басқа спутниктерімен толқындық әрекеттесу болып табылады.

Юпитердің серігі Еуропа, Күн жүйесіндегі көптеген денелерден айырмашылығы, өте тегіс және метеорит кратерлерінен толықтай дерлік жоқ. Оның су мұзынан тұратын беті рельеф бөлшектерінен тек қана таяз жарықтардың тығыз желісін сақтай отырып, үнемі тегістеледі. Еуропаның жер қыртысының қозғалғыштығы оның астында азырақ қатты материал жасырылғанын көрсетеді, бірақ бұл су емес, еріген қарға ұқсайтын бос, дымқыл масса болуы мүмкін. Сурет Галилео планетааралық станциясының көмегімен алынды (ол 1996 жылы 28 шілдеде Галилео Юпитердің бірінші ұшуы кезінде түсірілген төмен ажыратымдылықтағы суреттен және 1998 жылы 31 мамырда 15-ші жұлдызда түсірілген жоғары ажыратымдылықтағы суреттен тұрады. ұшу). © NASA/JPL/Аризона университеті/Колорадо университеті; фото photojournal.jpl.nasa.gov сайтынан

Жағдайдың бір қызығы, толқынның жылуы Еуропаның сулы қабығының бір бөлігін сұйық күйде ұстау үшін жеткілікті. Басқаша айтқанда, Еуропаның мұз қыртысының астында мұхит жасырылған болуы мүмкін... Жер серігінің бетінің құрылымы осыған сәйкес келеді. Ол үнемі «жасартады», оны метеорит кратерлерінің толық дерлік жоқтығы дәлелдейді, ал жарықтар мен жарықтардың кең желісі тектоникалық белсенділікті көрсетеді, бұл сұйық субстратта қатты мұздың қозғалғыштығымен байланысты болуы мүмкін. Сұйық су, жылудың тұрақты көзі (толқындық деформациялар), көміртегі қосылыстарының болуы (олар Күн жүйесінің барлық жерінде дерлік кездеседі) - тіршіліктің пайда болуы үшін тағы не қажет? Енді жарқын айдар дайын: «Юпитердің серігінде тірі тіршілік иелері бар!» Дегенмен, зерттеу зонды Еуропаға ұшқанға дейін мұз астындағы мұхиттың болуы гипотеза, ал ондағы тіршілік орталықтарының болуы мүмкін екендігі толық қиял болып қалатыны анық.

Мұның бәріне сенуге бола ма?

Өкінішке орай, астрономиялық объектілердің көпшілігінің қашықтығы және көптеген астрономиялық процестердің айтарлықтай ұзақтығы астрономиядағы дәлелдемелердің, әдетте, жанама екендігіне әкеледі. Оның үстіне, біз Жерден кеңістік пен уақытта алыстаған сайын, жанама дәлелдер соғұрлым көп болады. Астрономдардың мәлімдемелеріне күдіктенуге толық негіз бар сияқты! Бірақ бұл мәлімдемелердің күші дәлелдердің «темірбетондылығында» емес, бұл дәлелдердің бір суретке қосылуында. Заманауи астрономия - бұл оқшауланған фактілердің жинағы емес, басқатырғыштың жеке бөліктері бір-бірімен байланысқан сияқты, әрбір элемент басқалармен байланысқан білім жүйесі. Ашық жаңа жұлдыздардың саны жылына туатын жұлдыздардың жалпы санына байланысты, яғни жұлдыздардың пайда болу жылдамдығы супернованың жарылу жылдамдығына сәйкес болуы керек. Бұл жылдамдық, өз кезегінде, алау кезінде синтезделген алюминийдің радиоактивті изотопының байқалатын мөлшеріне сәйкес келеді. Оның үстіне, бұл байланыстардың көбісі алдымен болжанған, содан кейін бақылауларда анықталған. Ғарыштық микротолқынды фонның сәулеленуі алдымен болжалды, содан кейін ашылды, нейтрондық жұлдыздар алдымен болжанып, содан кейін ашылды... Протопланетарлық дискілердің пішіні және молекулалық бұлттарда әртүрлі молекулалардың болуы болжалды...

Бұл мозаика элементтерінің әрқайсысы бөлек алынған, маңызды емес, бірақ олар бірге «жер» физикасының жетістіктерімен тығыз байланысты өте берік суретті құрайды. Бұл суретке қаншалықты сенуге болады? Әрине, басқатырғыштың кейбір бөліктері басқаларға қарағанда жақсы негізделген. Бір жағынан, қараңғы материяның табиғаты туралы заманауи идеялар қайта қаралуы мүмкін. Бірақ, мысалы, жұлдыздардың ішектерінде энергия өндірудің термоядролық механизмі үшін барабар ауыстыруды таңдау мүмкін болуы екіталай. Тіпті 20-шы ғасырдың басында бұл салада қиял үшін біршама орын болды, бірақ қазір термоядролық механизм бақылау деректерінің өте үлкен көлеміне сәйкес келеді. Егер біреу қазір өз механизмін ойлап тапқысы келсе, олар басқатырғыштың көршілес бөліктерімен сәйкестікті жоғалтпай, кем дегенде бірдей деректердің барлығын түсіндіруі керек.

Мен мынаны айтар едім: Әлемнің қазіргі астрономиялық суретінің негіздері тек мүлде дұрыс емес болуы мүмкін. Яғни, біз жеке фрагменттерде емес, барлық физикада бірден қателік жасай аламыз. Мысалы, егер жұлдыздар ақыр соңында жұлдыздар емес, кристалдық аспандағы тесіктер болып шықса, онда кейбір әзілқойлар әртүрлі спектрлік құрамдағы сәулелерді шығарады ...

Астрономиялық суреттің элементінің сенімділігінің белгісі, әрине, оның ұзақ өмір сүруі болуы мүмкін. Және осыған байланысты астрономия толығымен өркендеген ғылым болып көрінеді: оның негізгі ұғымдары көптеген ондаған жылдар бойы өзгерген жоқ (қазіргі астрофизикаға бір жарым жүз жыл ғана екенін ескеру керек). Термоядролық синтез теориясы 1930 жылдары жасалды, 1920 жылдары галактикалардың құлдырауы ашылды, жұлдыздардың пайда болу теориясы қазір қарқынды дамып келеді, бірақ ондағы негізгі ұғым қалады, мысалы, гравитациялық тұрақсыздық, оның негізгі принциптері 20 ғасырдың басында Дж.Джинс тұжырымдаған... Біз Харлоу Шепли Күннің Галактиканың ортасында емес екенін, ал Хаббл Андромеда екенін дәлелдегеннен бері астрономияда концептуалды ештеңе өзгерген жоқ деп айта аламыз. Тұмандық - галактикадан тыс объект. Әрине, ғарыш дәуірінің пайда болуымен планеталар туралы идеяларымыз қатты өзгерді, бірақ Марс пен Венера туралы ертедегі қиялдар ғылыми болжаудан гөрі ғылыми романтизмнен туды.

Астрономиялық жаңалықтарды қалай оқуға болады

Өкінішке орай, бұл тамаша суреттің бұқаралық ақпарат құралдарында ұсынылуы көп нәрсені қалаусыз қалдырады. Сондықтан астрономиялық жаңалықтарды баспасөзден оқығанда өте абай болу керек. Әдетте, олар пресс-релиздерге негізделген, олар көп жағдайда орыс тіліне аударылады немесе онда өте нашар қайталанады. Оның үстіне жаңалықты жариялайтын басылымның жалпы сенімділігі де ештеңеге кепілдік бермейді. Сондықтан, егер жаңалықтардағы бірдеңе сізге бұлыңғыр, қисынсыз, әсірелеу немесе қисынсыз болып көрінсе, онда аталған ғалымдарды кінәлауға асықпаңыз! Егер хабарлама сізді шынымен қызықтырса, ең болмағанда түпнұсқа пресс-релизді табуға тырысыңыз.

Хабар сізді баурап алғаны сонша, оған сыни талдау жасағыңыз келсе, түпнұсқаны оқу қиын деп ойламаңыз! Бақытымызға орай, астрономиялық мақалалардың көпшілігін Интернетте толығымен тегін табуға болады. Рас, оларды оқу үшін ағылшын тілін білу керек.

Дмитрий Вибе,
физика-математика ғылымдарының докторы,
Ресей Ғылым академиясы Астрономия институтының жетекші ғылыми қызметкері