Галактика

NGC 4414, спиральная галактика из созвездия Волосы Вероники,

диаметром около 17 кило­парсек,

расположенная на расстоянии около 20 мега­парсек от Земли.

Галактика (др.-греч. γᾰλαξίας «Млечный Путь» от др.-греч. γάλα, γάλακτος «молоко») — гравитационно-связанная система из звёзд и звёздных скоплений, межзвёздного газа и пыли, и тёмной материи. Все объекты в составе галактики участвуют в движении относительно общего центра масс.

Галактики (кроме галактики Млечный Путь, внутри которой находится Земля) — чрезвычайно далёкие астрономические объекты. Расстояние до ближайших из них принято измерять в мегапарсеках, а до далёких — в единицах красного смещения z. Самой удалённой из известных по состоянию на декабрь 2012 года является галактика UDFj-39546284. Разглядеть на небе невооружённым глазом можно всего лишь три галактики: туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном).

Точное количество галактик в наблюдаемой части Вселенной неизвестно, но, по всей видимости, их порядка ста миллиардов. В пространстве галактики распределены неравномерно: в одной области можно обнаружить целую группу близких галактик , а можно не обнаружить ни одной, даже самой маленькой галактики (так называемые войды).

Разрешить изображение галактик до отдельных звёзд не удавалось вплоть до начала XX века. К началу 1990-х годов насчитывалось не более 30 галактик, в которых удалось увидеть отдельные звёзды, и все они входили в Местную группу. После запуска космического телескопа «Хаббл» и ввода в строй 10-метровых наземных телескопов число разрешённых галактик резко возросло.

Галактики отличаются большим разнообразием: среди них можно выделить сфероподобные эллиптические галактики, дисковые спиральные галактики, галактики с перемычкой (баром), линзовидные, карликовые, неправильные и т. д. . Если же говорить о числовых значениях, то, к примеру, их масса варьируется от 10⁷ до 10¹² масс Солнца, для сравнения — масса нашей галактики Млечный Путь равна 2·10¹¹ масс Солнца. Диаметр галактик — от 5 до 250 килопарсек (16—800 тысяч световых лет), для сравнения — диаметр нашей галактики около 30 килопарсек (100 тысяч световых лет). Самая большая известная (на 2012 год) галактика IC 1101 имеет диаметр более 600 килопарсек.

Одной из нерешённых проблем строения галактик является тёмная материя, проявляющая себя только в гравитационном взаимодействии. Она может составлять до 90 % от общей массы галактики, а может и полностью отсутствовать, как в некоторых карликовых галактиках.

Этимология

Слово «гала́ктика» (др.-греч. γαλαξίας) происходит от греческого названия нашей Галактики (κύκλος γαλαξίας означает «молочное кольцо» — как описание наблюдаемого явления на ночном небе). Когда астрономы предположили, что различные небесные объекты, считавшиеся спиральными туманностями, могут быть огромными скоплениями звёзд, эти объекты стали называть «островными вселенными» или «звёздными островами». Но позже, когда стало понятно, что эти объекты похожи на нашу Галактику, оба термина перестали использоваться и были заменены на термин «галактика».

Наблюдения

Важнейшие интегральные характеристики галактик (экстремальные значения опущены):

Расстояние

Расстояние от наблюдателя до галактики как физическая характеристика не входит ни в один процесс, происходящий с галактикой. Необходимость в информации о расстоянии до галактики возникает при: отождествлении малоизученных событий, например, гамма-всплесков; изучении Вселенной как целого, изучении эволюции самих галактик, определении массы галактик и их размеров и т. п.

Все более-менее моделенезависимые способы определения расстояния до галактики можно разделить на два типа: измерение по объекту внутри галактики, расстояние до которого на пренебрежимо малую величину отличается от расстояния до самой галактики, и по красному смещению.

Первый способ — фотометрический способ, с использованием так называемых стандартных свеч, светимость которых считается известной. Тогда расстояние можно вычислить по следующей формуле:

,

где m — видимая звёздная величина, М — абсолютная звёздная величина, а R — расстояние, измеряемое в парсеках. На современном этапе в качестве таких стандартных свеч используют:

• Цефеиды, зная период пульсаций которых, можно узнать их светимость. Первый объект, по которому измерили расстояние до других галактик.
• Сверхновые типа Ia. Именно с помощью них в 90-х годах XX века открыли ускоренное расширение Вселенной.
• Красные гиганты.
• Сверхгиганты.

Второй способ основан на эмпирическом законе Хаббла и более зависим от выбранной модели, чем предыдущий.

,

где H₀ — постоянная Хаббла. Если же взять ныне распространённую ΛCDM-модель (с той же постоянной Хаббла), то сколько-нибудь существенное расхождение будет на z~10, что позволяет его причислить к относительно моделенезависимым.

Существует также ряд сильно моделезависимых способов:

• по эффекту Сюняева — Зельдовича,
• по шаровым скоплениям,
• по зависимости Талли — Фишера,
• по зависимости Фабер — Джексона.

Основные наблюдаемые составляющие галактик

Основные наблюдаемые составляющие галактик включают:

1. Нормальные звёзды различных масс и возрастов, часть которых заключена в скоплениях.
2. Компактные остатки проэволюционировавших звёзд.
3. Холодная газопылевая среда.
4. Наиболее разрежённый горячий газ с температурой 10⁵—10⁶ К.

Двойные звёзды в соседних галактиках не наблюдаются, но, судя по окрестностям Солнца, кратных звёзд должно быть достаточно много. Газопылевая среда и звёзды состоят из атомов, и их совокупность называют барионной материей галактики. В небарионную включается масса тёмной материи и масса чёрных дыр.

Большой взрыв

Большой взрыв (Big Bang) — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.

Обычно сейчас автоматически сочетают теорию Большого взрыва и модель горячей Вселенной, но эти концепции независимы и исторически существовало также представление о холодной начальной Вселенной вблизи Большого взрыва. Именно сочетание теории Большого взрыва с теорией горячей Вселенной, подкрепляемое существованием реликтового излучения, и рассматривается далее.

Современные представления теории Большого взрыва

и теории горячей Вселенной

По современным представлениям, наблюдаемая нами сейчас Вселенная возникла 13,77 ± 0,059 млрд лет назад из некоторого начального сингулярного состояния и с тех пор непрерывно расширяется и охлаждается. Согласно известным ограничениям по применимости современных физических теорий, наиболее ранним моментом, допускающим описание, считается момент Планковской эпохи с температурой примерно 10³² К (Планковская температура) и плотностью около 10⁹³ г/см³ (Планковская плотность). Ранняя Вселенная представляла собой высокооднородную и изотропную среду с необычайно высокой плотностью энергии, температурой и давлением. В результате расширения и охлаждения во Вселенной произошли фазовые переходы, аналогичные конденсации жидкости из газа, но применительно к элементарным частицам.

Приблизительно через 10⁻³⁵ секунд после наступления Планковской эпохи (Планковское время — 10⁻⁴³ секунд после Большого взрыва, в это время гравитационное взаимодействие отделилось от остальных фундаментальных взаимодействий) фазовый переход вызвал экспоненциальное расширение Вселенной. Данный период получил название Космической инфляции. После окончания этого периода строительный материал Вселенной представлял собой кварк-глюонную плазму. По прошествии некоторого времени температура упала до значений, при которых стал возможен следующий фазовый переход, называемый бариогенезисом. На этом этапе кварки и глюоны объединились в барионы, такие как протоны и нейтроны. При этом одновременно происходило асимметричное образование как материи, которая превалировала, так и антиматерии, которые взаимно аннигилировали, превращаясь в излучение.

Дальнейшее падение температуры привело к следующему фазовому переходу — образованию физических сил и элементарных частиц в их современной форме. После чего наступила эпоха нуклеосинтеза, при которой протоны, объединяясь с нейтронами, образовали ядра дейтерия, гелия-4 и ещё нескольких лёгких изотопов. После дальнейшего падения температуры и расширения Вселенной наступил следующий переходный момент, при котором гравитация стала доминирующей силой. Через 380 тысяч лет после Большого взрыва температура снизилась настолько, что стало возможным существование атомов водорода (до этого процессы ионизации и рекомбинации протонов с электронами находились в равновесии).

После эры рекомбинации материя стала прозрачной для излучения, которое, свободно распространяясь в пространстве, дошло до нас в виде реликтового излучения.

Согласно теории Большого взрыва, Вселенная в момент образования

была в чрезвычайно плотном и горячем состоянии,

называемом космологической сингулярностью

Экстраполяция наблюдаемого расширения Вселенной назад во времени приводит, при использовании общей теории относительности и некоторых других альтернативных теорий гравитации, к бесконечной плотности и температуре в конечный момент времени в прошлом. Размеры Вселенной тогда равнялись нулю — она была сжата в точку. Это состояние называется космологической сингулярностью (часто космологическую сингулярность образно называют «рождением» Вселенной).

Вселенная

Крупномасштабная структура Вселенной, как она выглядит в инфракрасных лучах с длиной волны 2,2 мкм — 1 600 000 галактик, зарегистрированных в Extended Source Catalog как результат Two Micron All-Sky Survey. Яркость галактик показана цветом от синего (самые яркие) до красного (самые тусклые). Тёмная полоса по диагонали и краям картины — расположение Млечного Пути, пыль которого мешает наблюдениям

Вселенная — не имеющее строгого определения понятие в астрономии и философии. Оно делится на две принципиально отличающиеся сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то, следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной или Метагалактикой (в последнее время этот термин практически вышел из употребления). Вселенная является предметом исследования космологии.

В историческом плане для обозначения «всего пространства» использовались различные слова, включая эквиваленты и варианты из различных языков, такие как «космос», «мир», «небесная сфера». Использовался также термин «макрокосмос», хотя он предназначен для определения систем большого масштаба, включая их подсистемы и части. Аналогично, слово «микрокосмос» используется для обозначения систем малого масштаба.

Любое исследование, любое наблюдение, будь то наблюдение физика за тем, как раскалывается ядро атома, ребёнка за кошкой или астронома, ведущего наблюдения за далёкой-далёкой галактикой, — всё это наблюдение за Вселенной, вернее, за отдельными её частями. Эти части служат предметом изучения отдельных наук, а Вселенной в максимально больших масштабах, и даже Вселенной как единым целым занимаются астрономия и космология; при этом под Вселенной понимается или область мира, охваченная наблюдениями и космическими экспериментами, или объект космологических экстраполяций — физическая Вселенная как целое.

Предметом статьи являются знания о наблюдаемой Вселенной как о едином целом: наблюдения, их теоретическая интерпретация и история становления.

Среди однозначно интерпретируемых фактов относительно свойств Вселенной приведём здесь следующие:

В основу теоретических объяснений и описаний этих явлений положен космологический принцип, суть которого в том, что наблюдатели, независимо от места и направления наблюдения, в среднем обнаруживают одну и ту же картину. Сами теории стремятся объяснить и описать происхождение химических элементов, ход развития и причину расширения, возникновение крупномасштабной структуры.

Первый значительный толчок в сторону современных представлений о Вселенной совершил Коперник. Второй по величине вклад внесли Кеплер и Ньютон. Но поистине революционные изменения в наших представлениях о Вселенной происходят лишь в XX веке.

Этимология

В русском языке слово «Вселенная» является заимствованием из старославянского «въсєлена», что является калькой древнегреческого слова «ойкумена» (др.-греч. οἰκουμένη), от глагола οἰκέω «населяю, обитаю» и в первом значении имело смысл лишь обитаемой части мира. Поэтому русское слово «Вселенная» родственно существительному «вселение» и лишь созвучно определительному местоимению «всё». Самое общее определение для «Вселенной» среди древнегреческих философов, начиная с пифагорейцев, было τὸ πᾶν (Всё), включавшее в себя как всю материю (τὸ ὅλον), так и весь космос (τὸ κενόν).

Облик Вселенной

 Представляя Вселенную как весь окружающий мир, мы сразу делаем её уникальной и единственной. И вместе с этим лишаем себя возможности описать её в терминах классической механики: из-за своей уникальности Вселенная ни с чем не может взаимодействовать, она — система систем, и поэтому в её отношении теряют свой смысл такие понятия, как масса, форма, размер. Вместо этого приходится прибегать к языку термодинамики, употребляя такие понятия как плотность, давление, температура, химический состав.

Расширение Вселенной

 Однако, Вселенная мало похожа на обычный газ. Уже на самых крупных масштабах мы сталкиваемся с расширением Вселенной и реликтовым фоном. Природа первого явления — гравитационное взаимодействие всех существующих объектов. Именно его развитием определяется будущее Вселенной. Второе же явление — это наследство ранних эпох, когда свет горячего Большого взрыва практически перестал взаимодействовать с материей, отделился от неё. Сейчас, из-за расширения Вселенной, из видимого диапазона большинство излучённых тогда фотонов перешли в микроволновой радиодиапазон.

Люди вызвали 728 землетрясений за полтора века

Группа геологов из Великобритании составила базу данных, в которой собраны сведения о землетрясениях, вызванных деятельностью человека. База данных представлена на специальном сайте и описана в статье, вышедшей в журнале Seismological Research Letters.

Собранные сведения охватывают последние 149 лет. За этот период люди сумели спровоцировать 728 землетрясений. Большинство из них слабые, магнитудой от 3 до 4. Но отдельные землетрясения весьма значительные, например, землетрясение в Непале в апреле 2015 года магнитудой 7,8, которое было вызвано откачкой грунтовых вод. Когда один проект, например, скважина для закачивания сточных вод, вызывал несколько землетрясений, они регистрировались в базе данных как одно событие.

В мире без направлений

Группа ученых использовала данные о реликтовом излучении, чтобы подтвердить изотропию Вселенной – отсутствие в ней каких-либо выделенных направлений. Какое бы мы ни избрали направление, физические свойства нашего мира будут одинаковы. Исследователи пришли к выводу, что есть лишь один шанс из 121 тысячи, что существует какая-либо разница в зависимости от выбранного направления. Такой результат они сочли лучшим доказательством изотропии.

Благодаря Копернику человечество поняло, что Земля вовсе не находится в центре мира, а вращается вокруг Солнца. Достаточно быстро стало понятным, что и Солнце вовсе не занимает какую-то выделенную позицию во Вселенной, а представляет собой лишь одну из множества звезд. В начале XX века, с появлением общей теории относительности Альберта Эйнштейна и открытия, что Вселенная расширяется во всех направлениях, был сформулирован космологический принцип, который предполагает, что Вселенная везде одинакова и не зависит от выбранного направления – то есть однородна и изотропна.

Космологический принцип имеет свои ограничения. Например, существование звезд и галактик наглядно показывает, материя не распределяется однородно. Объяснение этому дает инфляционная модель возникновения Вселенной. После Большого взрыва она представляла собой однородную массу субатомных частиц в пространстве, а поскольку вскоре после возникновения Вселенная претерпела экспоненциальный всплеск роста (его и называют инфляцией), крошечные квантовые флуктуации в субатомных частицах расширились до гигантских размеров, обеспечивая вариации плотности, из которых выросли галактики. Тем не менее, стандартная модель космологии основывается на предположении, что в больших масштабах, превышающих размеры скоплений галактик, пространство однородно и изотропно.

Теоретически возможно, что Вселенная будет однородной (одинаковой во всех точках), но не изотропной. Аналогом такой ситуации может служить кристалл алмаза, имеющий везде одинаковую плотность, в котором есть оси, вдоль которых выстраиваются в ряды атомы углерода. А вот неоднородной, но при этом изотропной Вселенная, конечно, быть не может. Ученые давно пытаются найти признаки возможной анизотропии Вселенной. В 2006 году результаты, полученные космическим аппаратом Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), позволили предположить, что флуктуации реликтового излучения распределены не случайным образом, а относительно упорядоченно. В результате можно было определить некоторый аналог оси симметрии кристалла во вселенских масштабах. Эту гипотетическую область Вселенной космолог Жуан Магейжу (João Magueijo) предложил назвать «осью зла». Но в 2012 году ученые проекта WMAP пришли к выводу, что наиболее вероятно полученная картина вызвана статистически случайными отклонениями реликтового излучения.

Поймай меня, ты сможешь!

Поймай меня, ты сможешь!

Фрэнк Абигнейл и мошенники XXI века

Фрэнк Абигнейл и мошенники XXI века

Как известно, история не терпит сослагательного наклонения. Но если из настоящего в прошлое этот принцип соблюдается неукоснительно, в обратном направлении нам иногда всё-таки предоставляется шанс проверить «что было бы, если бы». Как раз сейчас один из таких редких моментов: связан он с гражданином США по имени Фрэнк Абигнейл.

Абигнейл Фрэнк Уильям

Это имя должно откликнуться в вашей голове: едва ли вы не смотрели авантюрную ленту Стивена Спилберга «Поймай меня, если сможешь». Впрочем, книга, по которой фильм снят, даже интересней. Спилберг выкупил права на одноимённую автобиографию Фрэнка, но переврал и приукрасил события. На бумаге жизнеописание Абигнейла близко к документальному (по крайней мере так считается), от чего только выигрывает. Плюс замечательный перевод на русский, что нынче редкость.

Абигнейл Фрэнк Уильям

Фрэнк Абигнейл прославился коротким отрезком своей жизни, а именно с 16 до 21 года, пришедшимся на вторую половину 60-х. За этот период он совершил невероятное количество ярких преступлений — которые и сегодня вызывают восхищение вперемешку с завистью и сожалением.

Автобиография Абигнейла стала бестселлером, фильм хитом, но есть ещё и мюзикл, с успехом идущий на подмостках в нескольких странах.

Фрэнк Абигнейл

Абигнейл не убийца, не грабитель, не насильник, а, что называется, авантюрист от бога. Его главные аферы связаны с подделкой банковских чеков и документов. Он налетал сотни тысяч километров бесплатно, выдавая себя за пилота (и пользовался прочими служебными благами за счёт авиакомпании, на которую якобы работал). Впарил банкам липовых чеков на пару миллионов долларов. Работал педиатром с липовым же дипломом, юристом без образования и профессором социологии (едва поднявшись со школьной скамьи), а попутно провернул ещё множество махинаций близкого свойства помельче и, кстати, имел успех у противоположного пола.

Фрэнк Абигнейл

Естественно, за такие удовольствия в современном обществе принято платить, но Абигнейл расплатился лишь отчасти. Да, он отсидел в тюрьмах Франции, Швеции и родных Штатов, но всё-таки вышел на свободу много раньше положенного, вопреки перспективе провести остаток дней в пенитенциарных заведениях ещё доброго десятка стран, имевших на него зуб. Останься он в тюрьме, мы, вероятно, никогда бы о нём не услышали.

Фрэнк Абигнейл

Но Фрэнку повезло, повезло сильно: говорят, он стал единственным осуждённым преступником за историю существования ФБР, которого эта организация вытащила из-за решётки в обмен на сотрудничество. И следующие четыре десятилетия он консультировал сотрудников Бюро и даже принимал участие в его операциях.

Фрэнк Абигнейл

Что вспоминают редко, так это факт, что на ФБР он работает бесплатно: таковы уж условия контракта! Зарабатывать на жизнь ему пришлось отдельно. И здесь ему снова очень повезло, потому что способности, которые обеспечили ему криминальную карьеру, помогли построить и карьеру легальную.

Фрэнк Абигнейл

Он стал частным консультантом по (как бы мы сказали теперь) безопасности предприятий с уклоном в информационную проблематику. Видите ли, у Фрэнка редкий талант: он умеет смотреть на вещи глазами мошенника. И сразу видеть дыры, которые настоящие преступники, конечно, видят тоже, а вот добропорядочные граждане, увы, не замечают. Будь то слабости в системе обналички чеков, инкассации, проверки личности или любой другой области, подразумевающей доверие и обработку информации.

Фрэнк Абигнейл

С ФБР он работает по сей день и, с его собственных слов, принимает участие во всех крупных расследованиях, вроде похищения компьютерных баз с миллионами номеров пластиковых карт. Новые технологии его не пугают, он и сегодня чувствует себя в своей сфере как рыба в воде. И периодически даёт интервью — и вот в одном из последних сделал интереснейшую ремарку.

Самая дальняя в человеческой истории миссия NASA

Полет New Horizons в представлении художника

NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/

Southwest Research Institute

Массой в полтонны, на скорости больше 16 км/с он отправился туда, куда еще не забиралось ни одно детище рук человеческих. В сегодняшнем выпуске ежедневной рубрики «История науки» мы рассказываем о цели, которую за время пути понизили в ранге, о необычном топливе и о том, какие горизонты открылись во время дальнего полета.

История изучения других небесных тел космическими аппаратами началась практически сразу же после начала космической эры: и полутора лет не прошло после запуска первого спутника, как первый зонд направился в сторону Луны. 24 августа 1989 года зонд Voyager 2 прошел в 48 000 километрах от поверхности Нептуна. С тех пор в Солнечной системе не осталось планет, которые человечество не видело с близкого расстояния. За вычетом одной.

Снимок Плутона

NASA/APL/SwRI

 В те годы последней, девятой, планетой считался Плутон, открытый в 1930 году Клайдом Томбо. Миссию к нему в NASA начали прорабатывать в начале 1990-х. В августе 1992 года ученый NASA Роберт Стэле даже позвонил тогда еще живому Томбо и полушутя-полусерьезно испросил разрешение слетать на «его планету».
 

Клайд Томбо вместе со сделанным им девятидюймовым телескопом

Wikimedia Commons

Разрешение было получено, миссию решили назвать Pluto Kuiper Express, но реальный аппарат начали готовить лишь в 2000 году. Томбо к тому времени уже скончался. Правда, частичка праха первооткрывателя Плутона ждала своего времени.

Драма на орбите

Снимок перед моментом стыковки «Джемини-8» и «Аджены»

Wikimedia Commons

О том, как программная ошибка едва не погубила двух будущих покорителей Луны и как началась история орбитального строительства.

«Стыковка» — понятие, о котором начали говорить задолго до освоения космоса на практике. Это было понятно: мощность ракет-носителей всегда будет ограниченной, и, если мы хотим создать в космосе нечто большое, надо это большое выводить на орбиту по частям, а части затем стыковать между собой. Стыковка нужна и при исследовании других небесных тел: нет смысла сажать огромный корабль на Луну или на Марс, проще и дешевле посадить небольшой исследовательский модуль, который сядет, взлетит, состыкуется с основным кораблем и отправится на Землю. Поэтому опыты со стыковкой начались сразу после первых полетов.

16 марта 1966 года со стартовой площадки LC19 космодрома на мысе Канаверал стартовала ракета-носитель Titan II, которая вывела на околоземную орбиту корабль Gemini 8 с тогда еще никому не известными Нилом Армстронгом, который три года спустя первым ступит на поверхность Луны, и Дэвидом Скоттом, который чуть позже первым проедет по Луне на ровере. Но пока что это был их первый полет, который продлился всего чуть более десяти с половиной часов и едва не стоил космонавтам жизни.

План был простой: астронавты сближаются с выведенной заранее ракетой-мишенью Agena-VIII, стыкуются, совершают выход в открытый космос, расстыковываются и отправляются домой.

Agena, видимая с Gemini 8 в ходе сближения.

NASA

Старт прошел хорошо. Сближение, для которого пришлось пять раз корректировать орбиту, тоже. Автоматика подвела астронавтов к цели на расстояние 46 метров, а дальше ситуацию в свои руки взял Нил Армстронг. В 22:14 по Гринвичу 16 марта 1966 года произошла первая в истории ручная стыковка на орбите. А потом началось страшное.