Читать онлайн «Эволюция Вселенной и происхождение жизни». Страница 86

Еще один способ исследования структуры квазаров связан с увеличением угловой разрешающей способности телескопов. Космический телескоп «Хаббл», не страдающий от искажения изображений в атмосфере, достиг разрешения в 0,1". Новое поколение больших оптических телескопов, таких как «Очень большой телескоп» (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, смог с поверхности Земли достичь примерно такого же разрешения (хотя обычно наша атмосфера размазывает изображение звезды в пятнышко размером в 1" или даже больше).

Наилучшее разрешение достигнуто сейчас в радиоастрономии. Мы помним, что вначале основной проблемой радиоастрономии было именно низкое угловое разрешение. Впрочем, и сейчас предельное разрешение радиотелескопа с одной тарелкой не превышает 1 минуты дуги. В этом смысле у него нет преимуществ перед человеческим глазом. Но если использовать много радиотелескопов и суммировать их сигналы, то можно добиться прекрасного разрешения. При этом, чем дальше друг от друга располагаются тарелки, тем лучше. Например, если радиотелескоп с 15-метровой тарелкой разрешает два радиоисточника, разделенные на небе углом 300", то система из двух таких телескопов, антенны которых разнесены на 300 х 15 м = 4,5 км, может достичь разрешения в 1".

Рис. 26.7. (а) Модель сильно переменного квазара OJ287, созданная в обсерватории Туорла. Показаны центральная черная дыра, аккреционный диск и черная дыра-спутник. (б) На кривой блеска видны периодические всплески излучения.

В 1972 году в Кембриджском университете группа Райла создала такой радиотелескоп, состоящий из восьми тарелок. Это был первый составной радиотелескоп, давший столь же четкое изображение, как у оптического телескопа. Затем были построены интерферометрические системы MERLIN Манчестерского университета с базой (максимальным расстоянием между антеннами) 217 км и VLA Национальной радиоастрономической обсерватории (NRAO) в Нью-Мексико с базой 36 км.

После этого прогресс ускорился. Даже далекие друг от друга радиотелескопы стали соединять между собой, так что наибольшее расстояние между ними почти достигло диаметра Земли. А поскольку это в 2000 раз превышает расстояние между телескопами кембриджской системы, то и предельное разрешение такой глобальной системы стало менее одной миллисекунды дуги (0,001"). Использование далеко разнесенных телескопов в одной системе называется радиоинтерферометрией со сверхдлинными базами (РСДБ), по-английски: Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Для проведения таких наблюдений обсерватории в разных частях мира наводят свои телескопы в одно и то же время на один и тот же источник. Для увеличения разрешения к сети VLBI присоединяются и многие другие радиотелескопы. Например, 14-метровый телескоп в Финляндии часть времени работает как член Европейской системы VLBI. В США есть собственная система VLBA (Very Long Baseline Array, Сеть с очень длинной базой), которая все время занята интерферометрическими наблюдениями. Антенны американской сети VLBA размещены по всей стране — от Гавайских островов и Аляски до самых восточных штатов, включая остров Пуэрто-Рико. А в чилийской высокогорной пустыне Атакама сейчас силами европейских (ESO) и американских (NRAO) астрономов сооружается во многих отношениях самая мощная из подобных систем — ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, Атакамская большая сеть миллиметрового и субмиллиметрового диапазонов).

Радиоизображения квазаров демонстрируют интересную картину: квазары состоят из центрального точечного ядра, окруженного излучающими облаками, которые время от времени убегают от ядра. Скорость облаков настолько велика, что их движение наблюдается как увеличение углового расстояния от ядра. Это совершенно исключено при наблюдении галактик. Поперечные движения по небу обычно вообще незаметны из-за больших космических расстояний.

Нормальные галактики движутся со скоростью несколько сотен километров в секунду. При наблюдении соседних галактик это приводит к смещению порядка 0,001 секунды дуги в год. Но квазары находятся гораздо дальше соседних галактик, скажем, в 1000 раз. Следовательно, угловая скорость 0,001 "/год, как это определено по наблюдениям VLBI, соответствует пространственной скорости сотни тысяч километров в секунду. Иными словами, скорости во вспышках квазаров близки к скорости света. Нередко наблюдаемые на небе поперечные смещения в квазарах при их пересчете на пространственную скорость дают значения в 3-10 раз больше скорости света, но на самом деле это оптическая иллюзия. Реальные скорости близки к скорости света, но никогда не превосходят ее.

Часто на изображениях квазаров видна светлая полоска, называемая джетом и выходящая прямо из ядра квазара. Вероятно, джет — это траектория вещества, вытекающего из ядра. Во многих случаях существуют продолжение этого короткого джета за пределы активной галактики. Такой длинный джет был обнаружен, например, у Лебедя А (см. рис 26.5). После открытия крупномасштабных джетов у астрофизиков сформировалась общепринятая сейчас точка зрения, что существуют гигантские каналы передачи энергии от ядра к внешним излучающим областям, удаленным на сотни тысяч световых лет. Но в длинных джетах до сих пор не замечено какого-либо движения, за исключением областей, очень близких к ядру (короткий джет), где движение происходит почти со скоростью света.

Мы не знаем, существует ли простая связь между короткими и длинными джетами. Отметим, что представление о длинных джетах как об «энергетических магистралях» сталкивается с проблемами. С учетом неизбежных потерь энергии в таких каналах количество наблюдаемой энергии, выделяемое на внешнем конце джета, порою в миллион раз больше того, которое втекает в короткий джет, и к тому же в миллион раз больше, чем можно ожидать из окрестностей массивной черной дыры. Альтернативное объяснение может быть таким: длинные джеты — это следы, оставленные черными дырами, выброшенными из ядра галактики. Каждая из внешних излучающих областей может содержать собственную черную дыру, вырабатывающую энергию. Тогда не возникает трудностей с потерей энергии, поскольку расстояние ее переноса мало (рис. 26.8). До сих пор нет убедительных свидетельств в пользу той или иной модели.

Рис. 26.8. Модель радиогалактики с выбросом черных дыр, предложенная Маури Валтоненом. Каждая область радиоизлучения содержит выброшенную сверхмассивную черную дыру.

В 1979 году сотрудник Манчестерского университета Денис Уолш обнаружил два квазара на расстоянии всего лишь 6 угловых секунд друг от друга (рис. 26.9). Он сообщил эту новость в Национальную обсерватории Кит-Пик (США) Роберту Карсвеллу и Рею Вейману, попросив их изучить спектры этих квазаров. Каково же было их удивление, когда оказалось, что оба спектра совершенно одинаковые: в них имелись одни и те же линии с одинаковой интенсивностью и одинаковым красным смещением. Это было поразительно! Все известные до этого момента квазары отличались своей индивидуальностью: спектр каждого квазара был так же индивидуален, как отпечатки пальцев. Каким же образом эти два квазара Q0957+561А и В оказались близнецами?

Рис. 26.9. Первая гравитационная линза Q0957 + 561 А и В. С разрешения Bill Keel.

Разгадка заключалась в том, что на самом деле это один квазар, но его изображение раздвоилось из-за массивной галактики, лежащей на луче зрения между нами и квазаром. В результате эффекта гравитационной линзы (см. главу 25) свет квазара может доходить до нас разными путями, огибая галактику с двух разных сторон. В случае Q0957+ 561 эти два пути оказались видны на небе под углом 6". Галактики не являются идеальными линзами. Вместо одного изображения они создают два, три или даже больше. В случае Q0957 + 561 эффект гравитационного линзирования подтвердил Алан Стоктон с Гавайских островов, обнаруживший галактику, действующую как линза. Сегодня нам известны и многие другие гравитационные линзы (рис. 26.10).

Рис. 26.10. Знаменитое кратное изображение, созданное гравитационной линзой: «Крест Эйнштейна», открытый в 1984 году Джоном Хакра. Гравитация галактики расщепила изображение далекого квазара на четыре части. Фото: A. Jaunsen и М. Jablonski, телескоп NOT. о. Ла-Пальма.

Для астрономов гравитационная линза — очень полезный инструмент. В главе 25 мы рассказали, как с их помощью обнаруживают темную материю. А в будущем эффект гравитационной линзы поможет находить черные дыры. Одиночная черная дыра действительно почти черная и выдает себя только своей гравитацией. Если она окажется перед далекой звездой или квазаром, то изображение расположенного позади нее объекта увеличится или разделится, и по этому признаку мы заметим эффект линзирования. Полезен этот эффект и для космологии. Например, лучи света, создающие два изображения одного квазара, приходят к нам по разным путям, поэтому и время распространения у них разное: на одном изображении квазар немного моложе, чем на другом. Точное различие времен распространения можно использовать для вычисления общей шкалы расстояний во Вселенной. Определенное таким образом значение постоянной Хаббла согласуется с ее значениями, установленными другими способами.