Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Осталось сказать несколько слов о роли квазаров в космо­логии. Основываясь на ОТО Эйнштейна, сэр Артур Эддингтон предсказал, что сила тяготения массивных объектов может фо­кусировать свет, подобно гигантскому космическому телескопу- рефрактору, создавая сложные изображения далеких объектов. В 1979 году первая гравитационная линза была открыта при на­блюдении двойного квазара. Оба объекта, выглядевшие прак­тически как близнецы-братья, были разнесены всего лишь на несколько угловых секунд, а их красное смещение оказалось одинаковым. В принципе это действительно мог быть двойной объект, но сразу же возникло подозрение, что на самом деле это один объект, раздвоенный гравитационной линзой, т. е. наблю­даются два изображения одного и того же квазара. При тщатель­ном исследовании между ними был обнаружен слабый объект со свойствами галактики. Именно эта галактика, находящаяся гораздо ближе к нам, чем квазар, действует как гравитационная линза, увеличивая изображение квазара и отбрасывая в нашем направлении две его копии.

В дальнейшем было обнаружено еще немало таких экземпля­ров, большей частью представляющих собой фиктивно-двойные квазары. Может возникнуть вопрос: почему гравитационная линза формирует, как правило, два изображения? Это зависит от свойств линзы и ее положения между нами и квазаром. Трудно ожидать, что гравитационное поле галактики-линзы будет строго радиально-симметричным, как у линзы, вышедшей из хорошей оптической мастерской. Чаще галактики бывают вытянутыми. Да и квазар совершенно не обязан лежать точно на оптической оси. Тем не менее после долгих поисков все-таки были найдены «крест Эйнштейна» — учетверенное изображение квазара, рас­щепленное более близкой к нам галактикой, и почти идеальное «кольцо Эйнштейна» — гравитационно-линзированное изобра­жение далекого объекта, имеющее вид кольца.

285

От внимательного читателя, конечно, не укрылось, что в ка­честве объектов, подвергшихся гравитационному линзирова- нию, мы говорили о квазарах. А что же другие объекты? Разве обыкновенная, только очень далекая галактика не может быть линзирована более близкой галактикой?

Может, конечно. И такие объекты наблюдаются. Все дело в том, что квазары — яркие источники, а гравитационное линзи- рование по закону вероятности чаще всего проявляется на гро­мадных расстояниях. Обнаружить линзированный квазар про­ще по той же самой причине, по какой свет прожектора виден с гораздо большего расстояния, чем свет карманного фонарика. Все остальные свойства квазаров в данном случае совершенно ни при чем.

Галактики неоднородно распределены по небу. Всякий, кто наблюдал их в телескоп, знает, что в областях, далеких от по­лосы Млечного Пути, т. е. там, где свет не сильно ослаблен по­глощением галактического пылевого диска, ярких галактик много в созвездиях Девы, Волос Вероники, Льва и Малого Льва, Рыси, Большой Медведицы, Гончих Псов, зато мало, к примеру, в созвездиях Геркулеса и Волопаса. Это явление уже невозмож­но объяснить наблюдательной селекцией. Не только для земно­го наблюдателя, но и в действительности существуют как доста­точно небольшие регионы с высокой плотностью галактик, так и обширные области, содержащие относительно небольшое число галактик.

Проще говоря, галактики в большинстве своем собраны в некие объединения — группы, скопления и сверхскопления (рис. 37). Если построить трехмерную модель известной нам ча­сти Вселенной, то окажется, что распределение галактик напо­минает структуру пчелиных сот или рыбачьей сетки — сравни­тельно тонкие «стенки» и «волокна» окружают большие «пузы­ри» практически пустого пространства, так называемые войды (от англ. void — пустота). Скопления галактик являются «узла­ми» этой «сетки» (рис. 38, цв. вклейка).

Самая низшая ступень объединения — группа. Обычно груп­пы состоят из небольшого (не более 50) числа галактик всех ма­стей и имеют размер от 1 до 2 Мпк. Масса группы галактик не превышает, как правило, ш¹³ солнечных масс, а индивидуаль­ная скорость галактик в группе составляет примерно 150 км/с. Хорошим примером является Местная группа, рассмотренная нами выше. На рис. 39 показана группа галактик в созвездии Печь.

287

— Часть V —

Рис. 39. Группа галактик в созвездии Печь 288

Скоплениями называют объединения галактик большие, чем группа, хотя четкого различия между этими двумя классами нет. В скопление могут входить и сотни, и десятки тысяч галактик. Известно много скоплений галактик; их каталогом, составлен­ным Дж. Абелем, астрономы пользуются и сейчас. Лишь для ис­следования ближайших к нам скоплений подойдет небольшой телескоп — другие (и их подавляющее большинство) настолько далеки от нас, что для их исследования требуются крупнейшие из существующих на сегодняшний день инструментов. Кстати, в упомянутых чуть выше созвездиях Геркулеса и Волопаса есть скопления галактик, и даже не самые далекие, правда, очень близкими их тоже не назовешь, поэтому украшениями неба они не служат. Ближайшие к нам скопления галактик находятся в Деве и Волосах Вероники.