Музыка сфер. Астрономия и математика - Рос Роза Мария - Страница 29

Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды

Считается, что через 3 млрд лет столкнутся две крупные галактики — Млечный Путь и Андромеда. Они сольются в одну большую галактику, возможно эллиптическую. Сейчас Млечный Путь и Андромеда приближаются друг к другу, двигаясь со скоростью 300 км/с относительно Солнца. Так как угловая скорость галактики Андромеды неизвестна, учёные не могут точно сказать, когда именно случится это столкновение, и будет ли оно вообще. Возможно, галактики всего лишь приблизятся друг к другу.

Гипотеза о столкновении была выдвинута в 1959 году, однако лишь недавно благодаря компьютерному моделированию учёные смогли понять, как этот процесс будет выглядеть. Андромеда и Млечный Путь издалека напоминают галактики NGC 2207 и 1C 2163. Со временем они будут выглядеть подобно галактике Антенн, хотя и с некоторыми отличиями. Эти два скопления отдалялись бы друг от друга до тех пор, пока под действием силы взаимного притяжения не начали сближение и в конце концов не столкнулись бы. В результате образовалось бы скопление новых звёзд и очень массивных чёрных дыр в центрах обеих галактик, которые в итоге слились бы в одну, образовав эллиптическую галактику. Эта новая галактика, которая, вероятно, образуется в будущем, получила название Милкомеда. С помощью математических моделей мы даже можем определить её форму. Столкновение Млечного Пути и Андромеды должно произойти через 3 млрд лет. К тому моменту содержание газа в этих галактиках будет невысоким, и в результате образуется не так много новых звёзд, как можно было бы ожидать. Милкомеда станет гигантской эллиптической галактикой, однако плотность её центра будет намного меньше обычной. Возможно, от Местной группы только и останутся Милкомеда и её галактики-спутники. Вероятнее всего, что после столкновения наше Солнце окажется в галактическом гало Милкомеды. Через 3 млрд лет Солнце будет находиться в главной последовательности. Согласно моделям эволюции жизнь на Земле к тому времени исчезнет, так как Солнце будет светить намного ярче, чем сейчас.

Структура Вселенной

Согласно последним наблюдениям, Вселенная напоминает пену, возникающую, когда мы наливаем жидкое мыло в стакан с водой и начинаем её взбивать. Забудем о туманностях, звёздах, планетах и более мелких объектах и рассмотрим Вселенную, составными элементами которой являются исключительно галактики. Будем считать, что они образуют скопления, которые, в свою очередь, объединяются в сверхскопления.

Наблюдать распределение галактик во Вселенной непросто, так как в нашем распоряжении нет спутников, позволяющих вести наблюдение из-за пределов Солнечной системы. Мы привязаны к Земле и околоземной орбите, поэтому можем получить лишь двумерную картину Вселенной, но нам нужна трёхмерная картина, и единственный способ получить её — измерить расстояния от нас до каждой из галактик. Так мы сможем представить себе, как выглядит Вселенная в трёх измерениях.

Это изображение миллионов галактик получено путём наложения снимков, сделанных британским телескопом Шмидта.

Однако определение расстояний до астрономических объектов является одной из самых сложных задач астрономии. Описанные методы для её решения не подходят. Более эффективным является измерение красного смещения. Известно, что все галактики с момента Большого взрыва удаляются друг от друга. Скорость, с которой галактика удаляется от нас, согласно закону Хаббла, зависит от расстояния, на котором она находится. Хаббл считал, что скорость галактики и расстояние до неё линейно зависимы, а коэффициентом этой зависимости является так называемая постоянная Хаббла, равная 71 км/с на мегапарсек (миллион парсек). Измерив скорость, с которой галактика удаляется от нас, мы сможем определить расстояние до неё согласно закону Хаббла.

Определить скорость галактики относительно просто: для этого достаточно изучить её спектр. На нём всегда будут наблюдаться тёмные линии поглощения, свидетельствующие о присутствии тех или иных химических элементов. Расположение этих линий будет зависеть от скорости галактики: чем выше скорость, тем ближе к красной зоне спектра будут располагаться тёмные линии. Это явление называется красным смещением.

На сегодняшний день различные группы исследователей изучают спектры сразу нескольких миллионов галактик. Их работа далека от завершения. Согласно полученным результатам, галактики выстраиваются в ряды, между которыми остаются пустые «пузыри» — иными словами, расположение галактик напоминает пену шампуня.

Две части Вселенной, структура которых в большом масштабе известна. Наша галактика изображена в центре схемы, но не потому, что она занимает какое-то особое положение во Вселенной, а потому, что в ней находится наблюдатель.

Чтобы создать модель Вселенной, нужно взять за основу её структуру, а также ввести математические уравнения, описывающие действующие в ней силы. Однако структура Вселенной — одна из величайших загадок науки. По всей видимости, в ней существует большое количество холодной тёмной материи, которая не излучает свет и не задерживает его, поэтому кажется невидимой. Однако гравитационное взаимодействие тёмной материи можно измерить. Учёные также рассматривают так называемую тёмную энергию, которая, по всей видимости, заполняет пространство.

Расширение Вселенной вызвано именно антигравитационным эффектом тёмной энергии, которая, вместе с тёмной материей, составляет большую часть Вселенной.

На долю обычной материи приходится всего 4 %. Если исходить из этих предпосылок и использовать модель Большого взрыва, то результаты моделирования будут соответствовать результатам наблюдений. Мы можем смоделировать развитие Вселенной в течение миллиардов лет и, сравнив результаты моделирования с реальностью, понять, что именно мы наблюдаем в космосе.

Так как галактики располагаются не случайным образом, вероятность того, что в определённом объёме будет находиться галактика, определяется средней плотностью Вселенной и функцией корреляции двух величин. Эта функция корреляции описывает степень концентрации галактик во Вселенной в зависимости от того, в какой области Вселенной они находятся. Функции, используемые в статистических моделях, корректируются с учётом новых результатов наблюдений. Сегодня исследования в этой области достигли крайне высокого уровня, и в них рассматриваются самые разные модели.