menu 8 НАШАТА ГАЛАКТИКА И ДРУГИ ГАЛАКТИКИ
Erasmus+: КД2: Стратегически партньорства в областта на образованието, обучението и младежта

ВЪВЕДЕНИЕ

Вселената е невъобразимо голяма

Вселената е огромна и според човешките стандарти е трудно дори да си представим разстоянията в Слънчевата система, да не говорим за разстоянията между звездите или галактиките. Освен това, измерването на разстоянията в космоса обикновено е доста трудно и, както казахме в предишните части, за да работим с „разумно“ големи числа, използваме различни единици в различни мащаби. Въпреки че на нас са ни достатъчни стотиците и хилядите километри за Земята и намиращите се около нея спътници, за разстоянията в Слънчевата система най-показателна е астрономическата единица (au), а за тези извън Слънчевата система – светлинните години (ly) или парсеците (pc) и техните производни (kly, Mly, Gly, kpc, Mpc). Обикновено космическото пространство е разделено на междупланетно (в рамките на Слънчевата система или подобни системи от екзопланети около други звезди), междузвездно и междугалактично. 

Не само известният немски философ Имануел Кант (1724 – 1804) е бил изумяван от звездното небе. Хората винаги са виждали огромното му величие (макар и да е трудно да си го представим, още от древни времена до днес хората многократно са установявали, че Вселената е много по-голяма, отколкото са смятали). Те също така са се възхищавали от групирането на някои от звездите (сега известни като съзвездия) и са измисляли редица митове за произхода им (дори ние, гледайки съзвездията Персей, Касиопея и Орион, си спомняме за героите от древногръцката митология). Очевидно е, че звездите не са равномерно разпределени по небето, а образуват групи. Съвременните телескопи ни показват, че дори галактиките, поради гравитационното привличане помежду си, се групират в сложни модели, за да образуват локални групи от глактики и купове от галактики, както и изключително дълги „влакна“ от стотици милиони светлинни години.

Разстояния във Вселената

Млечният път

Нашето Слънце и около 200 милиарда други звезди образуват нашата Галактика, т.е. Млечния път. Ако бихме могли да я разгледаме от разстояние от милион светлинни години, щяхме да видим, че по-голямата част от звездите в нея са подредени във форма на диск с диаметър над 100 000 ly. Подобна форма имат и някои други галактики, като например М31 в съзвездието Андромеда, наричана също галактика Андромеда. Слънчевата система се намира на около 30 000 ly от центъра на Галактиката (Фиг. 7) и се движи по орбитата си около него (и по този начин и всеки един от нас) с огромната скорост от 230 км/сек, а едно пълно завъртане отнема 240 милиона години.

Фиг. 7 Илюстрация на размерите на нашата Галактика (Млечният път). Показаният размер на Слънчевата система не съответства на мащаба – тя е по-голяма, за да бъде видима. Равнината на еклиптиката сключва ъгъл 62° с галактическата равнина. (Източник: http://cococubed.asu.edu/pix_pages/astro101.shtml)

Подобно на звездите, и галактиките са групирани в по-големи образувания. Нашата Галактика, заедно с галактиката М31 (Андромеда), галактиката М33 в Триъгълник и три десетки други по-малки галактики, образуват отделна система, наречена „ Местна група от галактики“. Галактиката М31 се приближава към нашата Галактика със скорост 200 км/сек и ще се сблъска с Млечния път след около един милиард години. Други добре познати „членове“ на Местната група от галактики са неправилните галактики, наречени Голям и Малък Магеланов Облак – неправилни галактики-джуджета, отдалечени от нашата Галактика на около 200 000 ly. Понякога Местната група от галактики наричаме и Местен куп от галактики (Фиг. 8). Най-големите представители в него са нашата Галактика и галактиката М31 в Андромеда.

Фиг. 8. Разстояния да някои купове от галактики,
„в близост“ до Местната група (източник: https://imagine.gsfc.nasa.gov)

Гигантският куп от галактики в съзвездието Дева е на около 60 000 000 ly от нашия Млечен път. Той оформя центъра на местен свръхкуп от галактики, понякога наричан и „супергалактика“. Той съдържа около 100 000 галактики и заема площ от 100 милиона ly. Днес са известни десетки супергалактики, които се намират в своеобразни „разпределителни възли“ (на Фиг. 9 виждаме, че тази структура наподобява плетеница от влакнести мрежи). 

В наши дни сме в състояние да наблюдаваме много отдалечени части на Вселената, а по този начин - и дълбоко в нейното минало. Пример за това е новото Екстремно- дълбоко поле (много малка част от Ултра-дълбокото поле на Хъбъл, на английски eXtreme Deep Field, или XDF): композитно изображение, съставено от наблюдения, направени за период от 10 години на малка част от дълбокото космическо пространство в съзвездието Пещ (на латински Fornax). Става въпрос за изображение на една много далечна част от Вселената, което позволява да се „погледне“ почти до 13 милиарда години назад във времето, и да се видят галактики (повече от 5 000 на брой в т. нар. Малката зона на небето), някои от които ги виждаме такива, каквито са били между 400 и 800 милиона години след Големия взрив (Фиг. 10).

Фиг. 9. Компютърна симулация за разпределението на галактиките във Вселената в галактични нишки (източник: https://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo/millennium/index.shtml)

История на измерването на разстояния в космоса

Заради разнообразието от разстояния използваме различни единици на измерване. Преди повече от 2200 години Ератостен от Кирена е определил периметъра на Земята, а оттам и нейния радиус. Приблизително по същото време Аристарх Самоски, със сложни разсъждения, е пресметнал, че Луната има радиус 3,7 пъти по-малък от този на Земята и че разстоянието ѝ от Земята е около 60 пъти по-голямо от радиуса на Земята. По- точното определяне на разстоянието Земя-Слънце е бил по-сложен проблем. Въпреки че Кристиан Хюйгенс вече бил изчислил тази стойност доста точно през 1659 г., през втората половина на 19-ти век все още не е имало консенсус по въпроса. През 1838 г. Фридрих Вилхелм Бесел е измерил първия паралакс на звездата 61 от Лебед (61 Cygni, избрал я е заради голямото ѝ собствено движение по небето (на стойност от 5,2 дъгови секунди за година, което предполага, че звездата е наблизо; по днешни измервания тя е на разстояние от около 11 ly). През 1925 г. американският астроном Едуин Хъбъл направил друга легендарна стъпка към далечната Вселена, като определил отдалечеността на галактиката М31 на един милион светлинни години (2 500 000 Mly по днешни измервания).

Фиг. 10: Екстремно-дълбокото поле на Хъбъл, гледащо към най-отдалечените области на космоса (източник: NASA, ESA, http://hubblesite.org/images/news/release/2012-37)

По-малките разстояния в Слънчевата система днес измерваме с помощта на радар или лазер, така че познаваме разстоянието Земя-Луна с точност от няколко милиметра. Паралаксът може да се използва за разстояния над 10 000 ly. Спътникът Хипарх (Hipparchos), носещ името на едноименния древногръцки астроном Хипарх, по метода на паралаксите измерва разстоянието до над 120 000 звезди в периода между 1989 и 1993 г. Измерванията на спътника Гая (Gaia), изстрелян през 2013 г., определят разстоянията до около един милиард звезди с голяма точност. 

За да определим по-големи разстояния, използваме законите, според които далечните звезди светят по-слабо – от една звезда със същата повърхност, но на двойно разстояние, улавяме четири пъти по-малко от излъчената енергия. Трябва обаче да разберем каква светимост има една звезда, т.е. колко енергия в секунда излъчва тя. За Слънцето, интензитетът на излъчването (т.е. светимостта) е огромен: 4 · 1026 W (АЕЦ „Темелин“ е с мощност 2 · 109 W). Източник, за който знаем или можем да изчислим светимостта, се нарича „стандартна свещ“ (Фиг. 11).

Фиг. 11. Принципът на стандартната свещ – същата свещ ще става все по-слаба с отдалечаване от нас, защото улавяме по-малко излъчена енергия на същата повърхност на телескопа; ние знаем принципа също и от нощно наблюдение на например улични лампи на дълга улица – от отдалеченте от нас ние улавяме по-малко светлина. (Източник: NASA, https://www.nasa.gov/mission_pages/galex/pia14095.html)

Цефеиди и свръхнови

Като стандартни свещи можем да използваме цефеидите – пулсиращи променливи звезди, при които лесно можем да измерим периода на промените в техния блясък, който е свързан със светимостта им. Ако измерим периода на изменение на блясъка, можем да изчислим и светимостта на цефеидата. След това, използвайки светимостта и наблюдавания блясък, можем да определим разстоянието до нея. За първи път е използвана за измерване на разстояние от Хенриета Суон Ливит (анг. Henrietta Swan Leavitt) през 1912 г. С помощта на цефеидите Едуин Хъбъл открива разширяването на Вселената през 1929 г. Друг вид стандартна свещ могат да бъдат свръхновите от тип Ia, които можем да наблюдаваме от разстояние не само от милиони, но дори и от милиарди светлинни години. Става въпрос за последната фаза от живота на двойна звезда, образувана от бяло джудже и гигант (или свръхгигант), разстоянието между които е сравнително малко (такива двойни звезди се наричат “тесни двойни системи”). Ако има прехвърляне на вещество от гигантската звезда към бялото джудже, бялото джудже увеличава масата си, а когато надхвърли масата на Слънцето 1,4 пъти следва гигантска експлозия, при която в рамките на няколко секунди се отделя повече енергия, отколкото енергията, отделяна от стотици милиарди слънца. Следователно, цефеидите и свръхновите от тип Ia са важна част от космическата „стълба на разстоянията“ (Фиг. 12).

Безкрайността на Вселената

Безкрайно ли е космическото пространство? Отговорът е несигурен, но ние приемаме, че Вселената няма граница (трудно е да си представим как би изглеждал знакът „край на Вселената“ и какво би следвало след него). Следователно, Вселената трябва да е или безкрайна, или затворена, подобно на земната сферична повърхност, която може да се обиколи. Ние всъщност не наблюдаваме цялата Вселена, а само част от нея – т. нар. Наблюдаема вселена или Видима вселена. Границата ѝ се определя от крайната скорост на светлината – можем да наблюдаваме само онази част от Вселената, от която светлината (или друго електромагнитно излъчване) е успяла да достигне до нас по време на съществуването на Вселената (около 14 милиарда години).

Фиг. 12: Използваме различни методи и техники за определяне на разстоянията до звездите и галактиките. Важно е да се запомни, че различните методи винаги се припокриват за диапазон от разстояния, така че определянето на по-големи разстояния може да бъде зададено чрез измерване на по-малки разстояния. Постепенно ние се „изкачваме“ до най-отдалечените космически обекти и говорим за „Стълба за космически разстояния“ (англ cosmic distance ladder; вж. http://hetdex.org/ images/dark_energy/scaling_the_universe_ladder_hr.jpg)

На пръв поглед изглежда, че радиусът на наблюдаваната Вселена ще бъде до само 14 Gly. През 1929 г. обаче, Едуин Хъбъл открива още една важна характеристика на нашата Вселена, а именно – че пространството се разширява, разстоянията между галактиките също се разширяват, а обект, който преди 13 милиарда години е бил на разстояние от 13 Gly, сега е много по-далеч. Следователно, сега смятаме, че радиусът на наблюдаваната вселена е 45 Gly (Фиг. 13).

Фиг. 13: Опит за илюстрация на видимата Вселена. За нас, като наблюдатели, Слънчевата система се намира в центъра (който е мислен и не е истински) и ние наблюдаваме различни структури и обекти на различни разстояния – тела от Слънчевата система, звезди от Млечния път, близки и далечни галактики, галактики в най-ранните стадии от живота им ... „и накрая“ – реликтовото микровълново излъчване, датиращо само 400 000 години след Голвмия взрив (Източник: Уикипедия)

Освен това, благодарение на свръхновите от тип la, през 90-те години беше установено, че Вселената се разширява все по-бързо. Най-вероятното обяснение за това е, че във Вселената има голямо количество т. нар. тъмна енергия (действаща противоположно на гравитацията), която все още не познаваме добре. За това откритие Нобеловата награда за физика за 2011 г. беше присъдена на американските учени Сол Пърлмутър, Брайън П. Шмит и Адам Г. Риис.