Февраль 2003

---

Алан Сэндидж

Астрономические задачи начала XXI века, или 23 проблемы Сэндиджа В.П. Решетников Владимир Петрович Решетников, д.ф.-м.н., вед.н.с. Астрономического института СПбГУ

При смене столетий, а уж тем более тысячелетий, всегда хочется подвести итоги и составить планы на будущее. Это справедливо как для отдельных людей, так и для различных их сообществ (например, профессиональных).

Прогнозировать развитие науки - дело очень неблагодарное. Как правило, прогнозы не сбываются. Хрестоматийным примером могут служить заявления Огюста Конта, что “никогда, никакими способами мы не сможем изучить” химический состав небесных тел, что “любое знание истинных средних температур звезд неминуемо должно быть навсегда скрыто от нас”. Но через несколько лет возник спектральный анализ, позволивший определять эти характеристики. Общеизвестна история с молодым Максом Планком, старший коллега которого (Филипп Жолли) не рекомендовал ему заниматься теоретической физикой ввиду полной бесперспективности такого занятия, поскольку “физика уже в основном закончена”…

Однако есть примеры и успешных прогнозов развития науки. Самый известный из них, пожалуй, доклад Давида Гильберта, прочитанный летом 1900 г. на Международном конгрессе математиков в Париже. В этом докладе Гильберт сформулировал 23 проблемы *, решение которых, по его мнению, должно было оказать влияние на развитие математики в XX в. Попытка Гильберта оказалась необычайно плодотворной, что, несомненно, было обусловлено замечательной личностью автора (см. подробнее в [1]).

* В устной версии доклада Гильберт для краткости перечислил только 10 проблем из полного списка.

Физики и астрономы: взгляд с разных сторон

Другой очень интересной попыткой выделить ключевые вопросы развития науки (в данном случае физики и астрофизики) стал список “особенно важных и интересных” проблем, составленный и дополняемый на протяжении уже более 30 лет Виталием Лазаревичем Гинзбургом (последняя версия опубликована в [2]). По мнению Гинзбурга, ключевые задачи (естественно, меняющиеся со временем) должны формировать некий “физический минимум”, с которым должен быть знаком каждый исследователь. Его список включает и ряд астрофизических задач, однако их немного (10) и они сформулированы в очень общей форме. Проблемы, выделенные Гинзбургом, таковы:

1. Общая теория относительности - ее экспериментальная проверка.

2. Гравитационные волны, их детектирование.

3. Космологическая проблема. Инфляция. L-член и “квинтэссенция” (темная энергия). Связь между космологией и физикой высоких энергий.

4. Нейтронные звезды и пульсары. Сверхновые звезды.

5. Черные дыры. Космические струны (?).

6. Квазары и ядра галактик. Образование галактик.

7. Темная материя (скрытая масса) и ее детектирование.

8. Космические лучи со сверхвысокой энергией, их происхождение.

9. Гамма-всплески. Гиперновые.

10. Нейтрино в физике и астрономии. Нейтринные осцилляции.

Приведенные направления исследований, несомненно, фундаментальны и очень актуальны (см. их подробное обсуждение в [2]). Однако они отражают точку зрения физика на астрономию. А какие задачи считают наиболее актуальными сами астрономы?

Кто такие астрономы и чем они отличаются от физиков, определить очень сложно, несомненно только, что это отличие существует *. Возможно, оно состоит в относительно большем внимании астрономов к самим объектам исследования (звездам, галактикам, газовым туманностям и т.п.), а не только к физическим процессам в них. Кроме того, астрономы гораздо лучше физиков представляют реальную точность тех чисел и оценок, которые извлекаются из наблюдений. Действуя по прецеденту, можно перефразировать известное высказывание А.А. Маркова о математике и сказать, что астрономия - это то, чем занимались Вильям Гершель, Эдвин Хаббл, Артур Эддингтон и… Алан Сэндидж.

* В этой связи поучительно прочитать статью Алексея Филиппенко [3], в которой он описывает историю открытия космологического ускорения по наблюдениям далеких сверхновых. Это открытие было совершено двумя группами исследователей, причем одна из групп состояла преимущественно из физиков, а вторая - из астрономов. Сам Филиппенко, являясь профессиональным астрономом, специалистом по сверхновым, был приглашен работать в первый коллектив. Однако через некоторое время он ощутил некий дискомфорт, связанный с непривычным для него стилем работы и слишком жесткой иерархической структурой группы. Когда позднее сформировалась конкурирующая команда астрономов, он перешел в нее. Открытие было сделано двумя группами практически одновременно…

Вопросы Сэндиджа

В 1997 г. на Канарских о-вах состоялась необычная научная конференция. На ней было только 11 докладчиков, но каких! Все они являлись (и являются) по определению организаторов конференции “величайшими маэстро” в различных областях астрономии. Примечательно, что среди них было два российских астронома - И.Д. Новиков и Р.А. Сюняев. Каждый маэстро прочел большую обзорную лекцию, посвященную наиболее интересным нерешенным проблемам в своей области астрономии. Тематика 11 докладов охватила почти все разделы современной астрономии, и поэтому опубликованные труды этой конференции были озаглавлены “Вселенная в целом” [4]. Устроители конференции, по-видимому, надеялись, что докладчики (“коллективный Гильберт”) хотя бы частично смогут сделать для развития астрономии то, что сделал Гильберт для математики почти 100 лет назад.

Конференция была открыта докладом Сэндиджа “Астрономические задачи на последующие 30 лет”. Докладчик в подробном представлении не нуждается. Он был аспирантом Вальтера Бааде, сотрудником Эдвина Хаббла, работал с Мартином Шварцшильдом. Имя Сэндиджа прочно связано с рядом крупнейших достижений наблюдательной космологии, с возникновением современных представлений о формировании и эволюции звезд и галактик, с современной шкалой расстояний во Вселенной. О чем же шла речь в его докладе?

Осознанно имитируя Гильберта, Сэндидж сформулировал 23 проблемы, решение которых, возможно, будет найдено в течение последующих 30 лет. Тем самым Сэндидж ушел от попытки предсказать новые проблемы и явления, а поступил более осторожно и выделил то, что, по его мнению, скоро будет прояснено. Эти проблемы были сгруппированы им в три раздела, касающихся общих свойств галактик, нашей Галактики - Млечного Пути - и наблюдательной космологии. Рассмотрим эти проблемы подробнее. (Следует отметить, что за истекшие после доклада Сэндиджа несколько лет возникли новые задачи, связанные, в частности, с ошеломляющими успехами космологии, которые, естественно, не могли быть включены в его перечень.)

Хаббловская классификация галактик

Первая группа задач посвящена знаменитой морфологической классификации галактик, предложенной Хабблом в 20-х годах прошлого века (рис. 1). Эта классификация (ее прообраз, кстати, можно обнаружить еще у Гершеля, за 150 лет до Хаббла) делит галактики на эллиптические, спиральные и неправильные. Эллиптические галактики в свою очередь разбиваются на подтипы в зависимости от наблюдаемой величины сжатия (сплюснутости), а спиральные - по особенностям спиральных ветвей (структурности, степени закрученности) и по соотношению светимостей звездного диска и центрального звездного сгущения (балджа).

Рис. 1. Хаббловская последовательность галактик.

Классификация Хаббла возникла как чисто морфологическая (связанная с формой) и была основана на том, как выглядят галактики в оптическом диапазоне. Позднее, однако, выяснилось, что “внешний вид” галактик связан с их физическими характеристиками - массой, светимостью, количеством атомарного и молекулярного газа, типом звездного населения, количеством пыли, темпом рождения звезд и т.д. Эта связь, конечно, носит статистический характер, но прослеживается вполне отчетливо.

Сэндидж сформулировал следующие вопросы:

1. Что приводит к возникновению хаббловской последовательности: эволюция галактик или начальные условия при их формировании?

2. Какие параметры меняются, а какие остаются неизменными вдоль этой последовательности?

3. В чем причина разброса характеристик галактик, имеющих один хаббловский тип?

4. От чего зависит спиральная структура (роль вращения галактик)?

5. Является ли начальный темп звездообразования основным механизмом, определяющим тип галактики?

6. Какова космогония соотношения морфология - плотность?

7. В чем роль (если она есть) слияний галактик?

8. Каково происхождение и возраст пыли (в частности, роль звезд на эволюционной стадии асимптотической ветви гигантов)?

Мы не будем детально обсуждать все эти задачи (частично это сделал сам Сэндидж в своем докладе). Если их кратко суммировать, то они сводятся к следующему фундаментальному вопросу: как сформировались основные крупномасштабные характеристики окружающих нас галактик? Как ни странно, этот основной для внегалактической астрономии вопрос еще не вполне ясен. Раньше считалось, что галактики формируются на ранних стадиях эволюции Вселенной и их основные наблюдаемые в настоящее время свойства однозначно определяются характеристиками протообъекта (например, полной массой и угловым моментом, описывающим вращение).

Позднее эта картина начала запутываться и сложился альтернативный сценарий: свойства галактик формируются в процессе их эволюции, в ходе которой они активно взаимодействуют со своим окружением (межгалактической средой, другими галактиками). В последние годы появились факты, очень весомо свидетельствующие в пользу такого подхода. Например, оказалось, что доля взаимодействующих галактик очень быстро растет с увеличением красного смещения, т. е. при рассмотрении все более ранних эпох в эволюции Вселенной [5]. Так, когда Вселенная была вдвое моложе, от трети до половины всех галактик, по-видимому, находились в состоянии сильного внешнего гравитационного возмущения или в процессе слияния с себе подобными. Поэтому несомненно, что взаимодействия и слияния (седьмая проблема Сэндиджа) играли важную роль при формировании галактик.

Существует даже точка зрения, что хаббловская последовательность - это последовательность уменьшения (слева направо на рис. 1) числа актов слияний и “встрясок” в истории галактик. К примеру, эллиптические галактики могут формироваться в процессе полного слияния спиральных галактик со сравнимыми массами. Хорошо заметные балджи - центральные, почти сферические звездные сгущения - спиральных галактик ранних типов могли возникнуть при аккреции на чисто дисковую галактику маломассивных спутников или же за счет внутренних процессов, инициированных внешним возмущением. Спирали поздних типов (Sc, SBc на рис. 1), возможно, имеют наиболее спокойную, невозмущенную историю.

Один из важнейших результатов последних лет - это заключение, что хаббловская последовательность галактик сформировалась относительно недавно. Оказалось, что 5 - 7 млрд лет назад у спиральных галактик очень редко встречались такие важные для морфологической классификации Хаббла структурные элементы, как бары (см. нижнюю ветвь галактик на рис. 1: бар - это вытянутое образование в центральной области галактики *, от концов которого обычно отходят спиральные ветви) и хорошо выраженные крупномасштабные спиральные ветви [6] (см. изображения далеких галактик на рис. 2). Хаббловская последовательность не старше Солнечной системы?!

* Бар и балдж различаются по распределению плотности, составу звезд, доминирующему типу их движений и т.д.

Рис. 2. Фрагмент изображения глубокого поля Космического телескопа им.Хаббла.

Окончательно вопрос о происхождении структуры окружающих нас галактик пока не решен. По всей видимости, и начальные условия, и последующая эволюция влияют на характеристики галактик, однако соотношение между этими факторами остается неясным. Вероятно, оно различно для галактик разных морфологических типов, масс и пространственного окружения.

Звездная эволюция и Галактика

Задачи, посвященные структуре и происхождению Млечного Пути, суммированы во второй группе проблем, исследования по которым должны снабдить нас следующей информацией:

9. Распределения возраста, кинематики и химического состава для различных подсистем Галактики.

10. Космогония этих распределений.

11. Последовательность событий при формировании Млечного Пути (как выглядела Галактика на ранних стадиях формирования).

12. Соотношение возраст - металличность (относительное содержание тяжелых элементов) для разных областей Галактики.

13. Распределение объектов от звезд до камней по их массам.

14. Звездные подсчеты для картографирования гало и толстого диска.

Данные проблемы чуть более конкретны и узкопрофессиональны, чем задачи предыдущей и последующих групп. Это и понятно - мы находимся внутри нашей звездной системы, и она доступна нашему изучению в гораздо больших деталях, по крайней мере ближайшие окрестности Солнца. С другой стороны, структура Галактики в целом, характеристики ее диска, балджа, спиральных ветвей известны хуже (даже количество ветвей до сих пор вызывает споры), чем у многих других галактик. Исследуя один листочек и небольшую часть ветки, мы пытаемся составить представление о всем дереве!

В последние несколько лет в исследовании Млечного Пути достигнут очень большой прогресс. Это связано в первую очередь с работой космических аппаратов. Например, обсерватория “HIPPARCOS” позволила оценить расстояния до сотен тысяч звезд в пределах нескольких сотен парсек от Солнца. Структура ближайших окрестностей Галактики стала гораздо яснее. Наблюдения в инфракрасном диапазоне на спутнике “COBE” впервые дали представление о том, как выглядит Млечный Путь в целом (рис. 3). В частности, оказалось, что центральная область Галактики представляет собой вытянутую структуру (возможно, бар), большая ось которого вытянута почти в направлении нашего Солнца.

Рис. 3. Изображение центральной области Галактики по данным со спутника “COBE”.

Однако один из самых громких успехов был достигнут в ходе наземных наблюдений. При исследовании звезд внешних областей балджа группа английских астрономов в 1994 г. открыла карликовую галактику, находящуюся практически в пределах Млечного Пути, на расстоянии 16 кпк от его центра [7].

Эта галактика сильно деформирована приливным возмущением Млечного Пути и вытянута в колоссальную дугу, почти перпендикулярную его плоскости. Вспомним о существовании двух других давно известных спутников, Большого и Малого Магеллановых Облаков, о гигантском газовом хвосте, соединяющем их с нашей звездной системой (Магелланов Поток), и мы получим четкую картину продолжающегося в настоящее время “строительства” Млечного Пути.

Вселенная: практическая космология

Некоторые из задач последней группы обсудим более подробно.

15.Реальность расширения Вселенной.

Действительно ли Вселенная расширяется? Вопрос звучит отчасти неожиданно. Уже не одно поколение исследователей выросло с представлением о том, что мы живем в расширяющейся Вселенной. Расширение Вселенной служит наиболее простым объяснением так называемого красного смещения спектров внегалактических объектов. Нестационарность Вселенной естественным образом возникает и в теоретических моделях.

Однако, как это ни странно, до недавнего времени отсутствовали прямые, однозначно интерпретируемые доказательства реальности космологического расширения. Сэндидж предложил рассмотреть три таких наблюдательных теста.

Первый тест (тест Толмана) состоит в измерении поверхностных яркостей далеких объектов. Как было показано еще в 30-х годах прошлого века, в расширяющемся пространстве поверхностная яркость объекта уменьшается с ростом красного смещения z как (1+z)⁴. (Очень важно, что в альтернативных моделях, объясняющих наблюдаемое красное смещение, к примеру, “усталостью” фотонов и т.п., предсказывается другая зависимость яркости от z.) Эту проверку осуществил сам Сэндидж. В недавнем цикле работ он рассмотрел эллиптические галактики в скоплениях и нашел, что их наблюдаемая поверхностная яркость уменьшается с z в соответствии с тем, как это и должно быть для реально расширяющейся Вселенной.

Второй тест состоит в измерении эффекта замедления времени у далеких объектов. Суть очень проста: чем дальше от нас находится объект в расширяющемся пространстве, тем с большей скоростью он от нас удаляется. Следовательно, длительность сходных процессов вблизи нас и в далеких областях Вселенной должна быть разной. Нам должно казаться, что при красном смещении z все длится в 1+z раз дольше. Что же взять в качестве такого “стандартного” процесса, длительность которого можно изучать на разных расстояниях от нас? Как оказалось, для этой цели лучше всего подходят кривые блеска сверхновых первого типа (SN Ia), которые отличаются замечательным сходством как по форме, так и по длительности. В последние годы (уже после обсуждаемого здесь доклада Сэндиджа) были накоплены данные для нескольких десятков далеких сверхновых звезд. Исследование их кривых блеска с хорошей точностью подтвердило существование ожидаемого вследствие расширения Вселенной эффекта замедления времени (например, [8]).

Третий тест предполагает измерение температуры реликтового излучения в различные эпохи эволюции Вселенной, т. е. при разных z. Стандартная модель расширяющейся Вселенной предсказывает, что температура фонового излучения должна расти с изменением z пропорционально 1+z (прямая линия на рис. 4). Например, при z=3 его температура должна была быть не 2.7 K, как сейчас (точка при z=0 на рисунке), а около 11 K. Но как оценить температуру реликтового излучения в прошлые эпохи? На помощь приходит очень детальное исследование спектров далеких галактик. Если фоновое излучение с более высокой, чем сейчас, температурой действительно существует, в спектрах удаленных объектов могут появиться линии, возбуждение которых было бы невозможно при отсутствии дополнительного источника энергии. Такой подход позволил в последние годы на основе анализа абсорбционных спектров квазаров получить первые реальные оценки температуры реликтового излучения (см. рис. 4; значению z=2 соответствует возраст Вселенной, примерно равный четверти нынешнего, а z=3 - около1/7 - 1/8 его части). Все эти оценки находятся в согласии с моделью горячей расширяющейся Вселенной.

Рис. 4. Температура реликтового излучения при разных красных смещениях [9]. Треугольниками показаны верхние пределы по данным разных авторов. Черным кружком при z=3.025 изображена оценка температуры согласно [9]. Непрерывная прямая - ожидаемая зависимость для модели расширяющейся Вселенной.

Таким образом, все три предложенных Сэндиджем теста уже реализованы. В пределах ошибок измерений все они дают независимые и однозначные указания на реальность космологического расширения Вселенной. Примечательно, что тесты были выполнены с использованием классических астрономических наблюдательных методик (измерение поверхностной яркости, построение кривых блеска, анализ спектров).

16. Эволюция со временем (первичные галактики).

Поиск первичных, т.е. молодых, находящихся в процессе формирования галактик в течение долгого времени был “походом за святым Граалем” для внегалактических астрономов. Какие объекты только не отождествляли с протогалактиками! Квазары, радиогалактики, ультраяркие в инфракрасном диапазоне объекты, галактики с низкой поверхностной яркостью… И лишь в последние несколько лет подобные объекты были, наконец, обнаружены. Помогло общее развитие наблюдательной техники, появление класса 8 - 10-метровых наземных телескопов, а также использование при поиске природных гравитационных линз - далеких скоплений галактик.

Гравитационное поле скопления может усилить излучение расположенной за ним галактики и построить ее искаженное изображение. Образованные данным способом изображения чаще всего выделяются в виде слабых дуг, окружающих центр скопления (см. пример на рис. 5). Спектральное исследование одной из таких дуг и позволило обнаружить самую далекую известную в настоящее время (лето 2002 г.) галактику с красным смещением z=6.56 [10].

Рис.5. Репродукция снимка скопления галактик Abell 2218, полученного на Космическом телескопе им. Хаббла. Слабые дугообразные детали - изображения галактик, расположенных за этим скоплением.

Объектов с красными смещениями, превышающими 5, известно уже больше десятка. Их возраст, отсчитываемый от начала космологического расширения, составляет менее 10% от текущего возраста Вселенной, и их в полной мере можно считать молодыми, формирующимися галактиками. Как оказалось, столь молодые галактики являются очень компактными (характерный размер ~1 кпк), яркими (по всей видимости, за счет очень интенсивного темпа рождения новых звезд) и асимметричными образованиями. Изучение этих объектов только начинается, и то, во что они превратятся в ходе дальнейшей эволюции, еще не вполне ясно. Они могут представлять собой, например, формирующиеся центральные области (балджи) галактик, вокруг которых позднее возникнет более протяженная дисковая составляющая. Возможно также, что при z > 5 мы обнаружили не непосредственных “предков” современных галактик, а протогалактические строительные блоки, из которых в процессе иерархических слияний в дальнейшем будут построены привычные галактики.

17. Шкала расстояний.

Шкала расстояний во Вселенной была одним из ключевых направлений исследований астрономии XX в. и отчасти остается таким и сейчас. Важнейшей задачей шкалы расстояний является определение значения постоянной Хаббла (H₀). Значение H₀ характеризует текущий темп расширения Вселенной и позволяет находить расстояния до галактик по наблюдаемой скорости их удаления от нас. В течение нескольких десятилетий точность оценки H₀ была не лучше 50%. Это создавало большие неопределенности как при решении космологических задач, так и при исследовании физических свойств внегалактических объектов.

В последние годы благодаря работе внеатмосферных обсерваторий величину H₀ удалось, наконец, конкретизировать. Космические наблюдения позволили выделить во многих относительно близких галактиках особый класс ярких звезд - цефеиды. Цефеиды (“маяки” Вселенной) демонстрируют замечательную зависимость между периодом колебаний блеска и светимостью. Исследовав кривые блеска цефеид, можно с большой точностью (”~10%) найти расстояния до них и, следовательно, до галактик, в которых они находятся. По задаваемой ими шкале расстояний можно прокалибровать другие индикаторы расстояний (сейчас используется более десятка вторичных индикаторов) и распространить эту шкалу на большие расстояния. В результате многолетней работы многих групп исследователей получено, что значение H₀ близко к 70 км·с^–1·Мпк^–1 с ошибкой около 10 км·с^–1·Мпк^–1.

18. Параметр замедления.

Доклад о проблемах астрономии Сэндидж сделал в 1997 г., т. е. за год до открытия ускорения космологического расширения Вселенной. До этого наблюдательная космология была, как иногда писали, “наукой о двух числах”. Одним из этих чисел была уже упоминавшаяся постоянная Хаббла, вторым - параметр замедления, характеризующий плотность вещества во Вселенной. Эти два числа, как считалось, полностью определяют геометрию и эволюцию Вселенной.

В 1998 и 1999 гг. две группы исследователей объявили, что данные о светимостях далеких сверхновых первого типа (SN Ia) свидетельствуют о существовании космологического ускорения или, другими словами, о ненулевом значении введенного Эйнштейном L-члена (история открытия очень интересно описана в [3]). Позднее это заключение было подтверждено независимым образом по данным об анизотропии реликтового излучения и о крупномасштабном распределении галактик. Как оказалось, мы живем в плоской евклидовой Вселенной, основной вклад в плотность которой (~2/3) вносит космический вакуум (см. подробнее в [11]). Вклад плотности обычной материи в сочетании с “традиционной” скрытой массой составляет лишь около 1/3. Мало нам таинственной скрытой массы, так открыто еще нечто более странное - вакуум, темная энергия, глобальная “антигравитация”!

Тем самым восемнадцатая задача Сэндиджа в ее простейшей формулировке, по-видимому, уже решена, и это решение привело к смене представлений о том, как устроена Вселенная. Как и в случае задачи 15, успех был достигнут традиционными астрономическими методами (фотометрией и спектроскопией SN Ia).

19. Избыток галактик.

Эта проблема известна с конца 80 - начала 90-х годов. Тогда сосчитали слабые галактики, выделяемые в глубоких площадках (т.е. на изображениях избранных областей неба, полученных с очень большими экспозициями, когда видны очень слабые и, естественно, далекие объекты). При видимой звездной величине в цветовой полосе B, большей 20m, наблюдаемое число объектов превысило ожидаемое для моделей эволюции галактик, при которых их число не меняется со временем. Примечательно, что избыток обнаруживается только при подсчете в голубых оптических фильтрах, а в близком инфракрасном диапазоне он почти не прослеживается. Поэтому проблему часто называют проблемой избытка слабых голубых галактик.

Существование избытка слабых голубых галактик было, по крайней мере частично, прояснено наблюдениями на Космическом телескопе им. Хаббла. Высокое угловое разрешение, обеспечиваемое при космических наблюдениях, позволило исследовать морфологию далеких галактик. Оказалось, что наблюдаемый избыток галактик связан с морфологически пекулярными, неправильными, сливающимися объектами. С другой стороны, давно известно, что взаимодействия и слияния галактик часто приводят к усилению темпа звездообразования в них, и цвет их становится более голубым. Следовательно, проблема избытка голубых галактик оказалась связана с быстрым ростом к z ~ 1 темпа взаимодействий и слияний между галактиками (см. выше обсуждение первой группы задач).

20. Природа скрытой массы.

Природа скрытой (темной) массы, указания на существование которой были получены еще в первой половине прошлого века, все еще остается невыясненной. На эту тему написано огромное количество научно-популярных статей (см., например, [12]) и книг, высказано множество предположений и гипотез.

Сложилась очень редкая в истории науки ситуация. Практически все согласны, что скрытая масса * есть. Она проявляет себя на разных масштабах посредством гравитационного влияния на объекты, доступные наблюдениям, - звезды, газ, галактики. Без вездесущей скрытой массы не объяснить ни плоские протяженные кривые вращения галактик, ни динамику карликовых спутников в окрестностях массивных галактик, ни движения галактик в группах и скоплениях, ни гравитационное линзирование далекими скоплениями, ни формирование крупномасштабной структуры Вселенной, ни рентгеновские короны скоплений галактик, а также множество других, совершенно независимых явлений. Но вот уже несколько десятилетий ее никак не удается идентифицировать.

* Не путать с темной энергией, упоминавшейся в задаче 18!

Неизвестна даже форма, в которой находится эта скрытая (от современных наблюдений) масса. Она может быть в виде обычной, барионной материи (звезд низкой светимости, остатков звездной эволюции, холодного молекулярного газа…) или в небарионной форме (например, нейтрино, аксионов или гипотетических слабовзаимодействующих массивных частиц - WIMP). Возможно, на разных масштабах скрытая масса имеет разную природу. Например, есть косвенные указания на то, что в пределах галактик распределение скрытой массы может быть связано с распределением обычного вещества (звезд и газа) и, следовательно, она скорее всего имеет барионную природу. Внешние протяженные короны галактик могут состоять из небарионного вещества. Однако все это пока только предположения…

Хочется надеяться, что эта проблема и в самом деле скоро будет решена! Хотя немного жалко терять столь интригующую загадку.

21. Отклонения от космологического расширения.

Вселенная расширяется. Чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется. Насколько существенными могут быть отклонения скоростей галактик от регулярного космологического расширения, от «хаббловского потока»? Это важно с разных точек зрения. Например, это ограничивает точность оценки расстояния по закону Хаббла. С другой стороны, отклонения от расширения могут индуцироваться крупномасштабными флуктуациями распределения плотности, и, следовательно, исследование пекулярных скоростей галактик оказывается важным космологическим тестом.

В последние несколько лет, после того как были накоплены данные о расстояниях и скоростях для нескольких десятков ближайших к нам галактик, обнаружено, что регулярное хаббловское расширение прослеживается не только по далеким галактикам, но и по объектам Местной группы, т. е. вплоть до 1.5 - 2 Мпк [13]. Но на этих масштабах распределение галактик очень неоднородно, и, если наблюдаемое распределение массы в Местном объеме влияет на кинематику галактик, близкие объекты не должны показывать столь регулярное расширение! Следовательно, движение галактик около нас слабо связано с их пространственным распределением, и кинематикой галактик руководит не их масса, а нечто другое. Что же это? По всей видимости, космологический вакуум (см. обсуждение проблемы 18), чья плотность доминирует в окружающем нас мире. Современная космология начинается не с сотен мегапарсек, а сразу за границами нашей Галактики [11]!

22. Состав и происхождение межгалактической среды (газа, пыли, камней между галактиками).

23. Время образования крупномасштабной структуры Вселенной (являются ли скопления и группы галактик старыми или молодыми).

Последние две задачи вполне ясны. Первая посвящена тому, что находится вне галактик, вторая - времени образования галактических структур. Недавнее обнаружение возможного протоскопления галактик с z=4.1 отодвигает это время на относительно ранние этапы эволюции Вселенной.

Точку не ставим

Выше был приведен список 23 проблем Сэндиджа и кратко рассмотрены некоторые из них. Многие из этих задач уже отчасти решены, работа над другими идет полным ходом. (Напомним, что Сэндидж суммировал не просто интересные нерешенные проблемы, а те, решение которых, по его мнению, возможно будет найдено в течение 30 лет.)

Этот список, конечно, субъективен и отражает точку зрения лишь конкретного исследователя - Сэндиджа - на проблемы астрономии. Другой астроном или физик представит свой список задач, еще один - третий список и т.д. Например, Игорь Дмитриевич Новиков во время обсуждения доклада Сэндиджа сформулировал пять общих проблем, стоящих перед современной астрономией, астрофизикой и физикой. Эти проблемы таковы: происхождение Вселенной; структура Вселенной на самых больших масштабах; происхождение материи во Вселенной; что предшествовало началу расширения Вселенной; каково будущее Вселенной. Эти проблемы столь колоссальны и многогранны, что их обсуждение выходит за рамки этой статьи.

Говоря в целом, астрономия сейчас переживает период, сходный, быть может, лишь с 20-ми годами прошлого века (открытие галактик, расширения Вселенной) или с 60-ми (обнаружение квазаров, пульсаров, реликтового излучения). Меняется общая картина Вселенной, впервые непосредственным наблюдениям стали доступны галактики от эпохи их формирования до настоящего времени, открываются планеты у других звезд… Как сказал С. Фолл, через одно-два десятилетия мы будем оглядываться на нынешние годы с ностальгией, поскольку именно в наше время делается история, открывается то, что попадет затем во все учебники.

Закончить статью хочется тривиальным утверждением, что астрономия - счастливая наука. Ее задачи столь грандиозны, а объекты исследований настолько красивы и разнообразны (взгляните на снимки с Космического телескопа им. Хаббла!), что всегда будут находиться романтики, которые, невзирая на отсутствие материальной выгоды, будут посвящать ей все свои силы… Перед астрономами во все времена стояли и будут стоять интереснейшие и важнейшие проблемы. Астроном вряд ли когда-нибудь согласится с полушуткой Ландау, что “как все хорошие девушки уже разобраны и замужем, так и все хорошие задачи решены”. Хороших девушек в астрономии всегда было и будет очень много.

Литература

1. Рид К. Гильберт. М., 1977.

2. Гинзбург В.Л. // Успехи физ. наук. 2002. Т.172. С.213 - 219.

3. Filippenko A.V. // PASP. 2001. V.113. P.1441 - 1448.

4. The Universe at large / Eds. G.Munch, A.Mampaso, F.Sanchez. Cambridge, 1997.

5. Решетников В.П. Взаимодействующие галактики // Природа. 2000. N 6. С.13 - 21.

6. Bergh S. van den // PASP. 2002. V.114. P.797 - 802.

7. Ibata R.A., Gilmore G., Irwin M.J. // Nature. 1994. V.370. P.194 - 196.

8. Goldhaber G., Groom D.E., Kim A. et al.// ApJ. 2001. V.558. P.359 - 368.

9. Molaro P., Levshakov S.A., Deussauges-Zavadsky M., D’Odorico S. // A&A. 2002. V.381. P.64L - 67L.

10. Hu E.M., Cowie L.L., McMahon R.G. et al. // ApJ. 2002. V.568. P.75L - 79L.

11. Чернин А.Д. // Успехи физ. наук. 2001. Т.171. С.1153 - 1175.

12. Смольников А.А. Темная материя во Вселенной // Природа. 2001. ?7. С.10 - 19.

13. Караченцев И.Д., Макаров Д.И. // Астрофизика. 2001. Т.44. С.5 - 19.