|
|
KOSMOLOGINIS ŽVILGSNIS Į VISAT4 |
|
|
|
Parašė Z. ROMAS
|
Paskutinio dešimtmečio svarbūs atradimai
1957 W. A. Baum atliko specialius tolimųjų galaktikų šviesos pasistūmimo į raudoną spektro pusę tyrinėjimus, arba, trumpiau tariant, tikrino Hubble dėsnį. Jis rado, kad tas dėsnis yra teisingas iki 4 x 109 šviesmečių atstumo. Dar keliama abejonių, ar šie stebėjimai teisingi, nes gali būti klaida nuotolių nustatyme. Taip pat jo išvedžiojimai galėtų būti klaidingi, jei praeityje, prieš 4 x 109 metų, žvaigždės buvo šviesesnės ar tamsesnės, negu dabar. Jei šitie atradimai teisingi, tai lengviau taikyti Einšteino — de Sitter modelį, bet sunku pritaikyti pastovios būklės modelį. Kitas įdomus dalykas: spektro pasistūmimo į raudoną pusę tyrinėjimai rodo, kad visatos plėtimasis lėtėja, todėl kosminė konstanta lambda turi būti neigiama.
1959 A. M. Hill ir T. E. Crankshaw eksperimentu nustatė, kad protono teigiamas elektros krūvis yra didesnis, negu elektrono neigiamas krūvis. Tokiu būdu vandenilio atomai turi teigiamą elektros krūvį, bet labai mažą. Tada visatoje veikia gravitacijos jėga dėl medžiagos buvimo ir atstumiamoji jėga dėl šito pozityvios elektros krūvio antviršio. Šitą krūvio antviršį H. Bond ir R. A. Lyttleton bandė panaudoti visatos plėtimosi išaiškinimui pagal pastovios būklės modelį. Jų aiškinimai buvo pavadinti "elektrine visata". Tačiau šis pozityvios elektros krūvio antviršis yra per mažas, kad galėtų sukelti nustatytą greitą visatos plėtimąsi.
Radijo astronomijos įnašas. Radijo teleskopais pasiekiama toliau, negu optiniais. Radijo bangomis susektus objektus sunkiau klasifikuoti, nes jų pozicijos ir dydis nėra taip tiksliai nustatomi, kaip optiniais teleskopais. Tačiau nėra jokios abejonės, kad dauguma tolimųjų radijo šaltinių yra tolimos galaktikos.
M. Ryle ir Clarke rado, kad radijo šaltiniai yra gausesni dideliuose atstumuose, negu mūsų artumoje. Jų stebėjimai remiasi prielaida, kad tolimieji radijo šaltiniai yra tokio pat stiprumo, kaip Gulbės žvaigždyne A šaltinis. R. H. Brown įrodinėja, kad ši prielaida klaidinga, nes Gulbės A šaltinis yra išimtinio stiprumo.
-------
Tęsinys iš spalio numerio.
1963 Wenreb ir kiti surado hidroksilo (OH) absorbcijos linijas Cassiopea žvaigždyne ties A radijo šaltiniu. Vėliau buvo rasta ir kitur. Tuo tarpu skaičiuojama, kad tik viena OH molekulė randama kiekvienam 10000 vandenilio molekulių. Šitas atradimas vis vien yra labai svarbus, nes skaičiavimai rodo, kad žvaigždžių masės ir tarpžvaigždinis vandenilis tesudaro tik pusę visos mūsų galaktikos medžiagos. Kita pusė turėtų būti sudėta iš molekulių, bet iki šiol jos nebuvo surastos. OH atradimas duoda gerą pradžią masės klausimo išaiškinimui.
Kosminiai, X ir gamma spinduliai. Kosminiai spinduliai yra sudaryti beveik 90 proc. iš protonų, apie 10 proc. helio branduolių, likutis yra sunkieji, daugiausia geležies grupės elementai. Tikrai žinoma, kad juos išspinduliuoja sprogdamos supernovos žvaigždės. Apskritai jiems pagaminti reikalingas šaltinis su 1062 ergų energijos.
Tačiau šitų spindulių tankumas randamas žymiai didesnis, negu galėjo pagaminti mūsų galaktikos supernovos, todėl didžioji jų dalis turėtų būti ekstragalaktinės prigimties. Yra nustatyta, kad kosminiai spinduliai yra tankesni prie stiprių radijo šaltinių. Kadangi kosminiai spinduliai yra universalinio pobūdžio ir aukštos energijos, todėl jie turėtų kontroliuoti tarpgalaktinę medžiagą. Galaktikų atsiradimas ir formavimasis būtų priklausomas nuo kosminių spindulių kilmės ir pasiskirstymo. Viena galaktika turėtų veikti kitą savo pagamintais kosminiais spinduliais. Net galaktikų spiečiai būtų kontroliuojami vienos, kosminiais spinduliais galingos galaktikos, ką observavimo duomenys patvirtina. Įdomus ir tas faktas, kad teoretiškai apskaičiuojama, jog kosminių spindulių tankumas turi būti 10~13 ergų kubiniame centimetre, o observuotas jų tankumas yra 10~~12 ergų. Tuo-būdu abeji duomenys gerai sutampa.
Yra nustatyta, kad X spinduliai ateina iš Vėžio ūko, kuris yra supernovos likutis, ir iš eks-tragalaktinių šaltinių. Skorpiono žvaigždyno kryptyje yra X spindulių šaltinis, apie 10 x 109 kartų stipresnis už saulės išspinduliuojamus X spindulius. Tokius galingus spindulius galėtų pagaminti proto-žvaigždė, kuri yra galaktikoje ir yra sudėta iš neutronų. Jei iš tikrųjų medžiaga yra kuriama visą laiką, tai X spindulius galėtų pagaminti neutronai, subyrėdami į protonus ir elektronus.
Gamma spindulius iš erdvės yra galima stebėti tik iš raketų ir satelitų, nes žemės atmosfera jų nepraleidžia. Randama, kad mūsų galaktika jų radijuoja apie tokį pat kiekį, kaip radijo bangų. Gi gamma spindulių energija net apie 100 kartų didesnė, negu radijo bangų energija.
Daug dalykų rodo, kad kosminius, X ir gamma spindulius pagamina tie patys šaltiniai. Kaip matėme, tie spinduliai reikalauja, kad juos išspinduliuotų didelės energijos objektai. Kartu aiškėja, kad jie ateina iš kitų gal ir labai tolimų galaktikų. Tokiu būdu jų kilmės aiškinimas iškelia naujas problemas, kurių kai kurie senesni visatos modeliai jau nebepajėgs atsakyti.
Kvazarai. Pradžioje šie objektai buvo vadinami "quasi-stellar-sources", nes fotografijose jie atrodė nepanašūs į žvaigždes. Vėliau patogumo dėliai prigijo sutrumpintas vardas kvazarai (quasars). Šitie labai galingi, duoda apie ĮO40 — 1045 ergų per sekundę objektai buvo surasti radijo teleskopais. Vėliau nustatyta, kad jie gali būti stebimi ir su fotografiniais teleskopais. Pradžioje manyta, kad tai yra netolimi objektai, priklausą mūsų galaktikos sistemai, nes jų atstumai nebuvo žinomi. Jų atstumai buvo pradėti aiškinti, tik nufotografavus jų spektrus. Maža jų dalis galėtų iš tikro būti ir galaktiniai objektai, bet dauguma jų yra iš ekstragalaktikos.
Viena iš pirmųjų kvazarų 3C 273 surado C. Hazard su radijo teleskopu. Iki 1962 astronomam jis buvo didelė mįslė. Tik tais metais M. Schmidtui pavyko jį atpažinti Mount Wilson observatorijos fotografijose. Tada jis nufotografavo šio kvazaro spektrą ir surado, kad vandenilio spektro linijos buvo nustumtos labai toli į raudoną pusę. Viena iš jų buvo nustumta tiek toli, kad fotografinė emulsija nebetiko jos užregistravimui. Vėliau tą liniją surado J. В. Оке su infraraudonais instrumentais. Tas kvazaras buvo pirmas surastas objektas, kuris tolsta nuo mūsų dideliu greičiu, būtent, 28000 mylių per sekundę. Tas rodo, kad jo atstumas nuo mūsų yra apie 10" šviesmečių. Dabar jau žinomi kvazarai, kurie lekia tolyn net 150000 mylių per sekundę, jų nuotoliai yra apie 8 x 10" šviesmečių.
Iki šiol surasta per 100 kvazarų. Tik trečdalio iš jų buvo observuoti spektrai ir nustatyti jų tolyn lėkimo greičiai bei nuotoliai. Dauguma jų savo spektruose turi atomų emisijos linijas. Kai kuriuose matomi galingo sprogimo ženklai. Pavyzdžiui, kvazaro M87 iš Mergelės žvaigždyno fotografija rodo, kad medžiaga ten yra išmesta net už tos galaktikos ribų. Daugumos jų diametrai, panašiai kaip ir mūsų galaktikos, yra apie 100000 šviesmečių. Buvo rasta net tokių, kurių šviesumas keičiasi kas trys mėnesiai, o tai jau rodo, kad tie kvazarai yra maži, jų diametrai nedidesni kaip 90 šviesmečių.
Pirmiausia kvazarai atkreipė astronomų dėmesį savo nepaprastai didele energija, išspinduliuojama šviesos bangomis. Ta energija šviesos bangų pavidalu yra apie 100 kartų didesnė, negu paprastų radijo galaktikų. Ji prilygsta maždaug 101-' saulių šviesumui. Tuo tarpu jų radi-juojama energija radijo bangomis yra tokia pat, kaip stipriųjų radio galaktikų. Kadangi kvazarai spinduliuoja mažiausiai 107 metų, tai jų pradinė energija galėjo būti apie 10"'7 — 10IU ergų. Skaičiuojama, kad tokią energiją galėtų pagaminti sprogimai apie 10" saulių arba 10s novų.
Norint suprasti, kas yra kvazarai, reikia atsakyti daug klausimų. Pirmiausia reikia išaiškinti, kodėl jų spektrai taip daug pasistumia į raudoną pusę ir ar jie tikrai lekia tokiu dideliu greičiu tolyn nuo mūsų, kaip tas pasistūmimas rodo. Gal būt, jų medžiaga krinta į vidų nepaprastu greičiu dėl jų katastrofinio traukimosi, veikiant jų pačių gravitacijai. Gal dar yra it kitos nežinomos priežastys, dėl kurių jų spektrai pasistumia į raudoną pusę. Yra daug teorijų, bandančių atsakyti šiuos klausimus ir aiškinančių kvazarų prigimtį. Kai kurias iš jų čia paminėsime.
F. Hoyle ir W. Fovvler aiškina, kad artimieji kvazarai galėtų būti superžvaigždės apie 108 saulių didumo, kuriose branduolinės reakcijos užsibaigė, nes visą vandenilį pavertė į helį. Tos žvaigždės katastrofiškai traukiasi jų pačių gravitacinės traukos dėka. Šią teoriją paremia faktas, kad kai kurie kvazarai turi trumpus šviesos pulsavimo periodus.
J. Tarrell aiškina, kad kvazarai galėtų būti vietiniai objektai, išmesti iš mūsų galaktikos labai dideliu greičiu. Tas gerai išaiškintų šviesos pasistūmimą į raudoną spektro pusę ir paremtų pastovios būklės kosmologinę teoriją.
Taipgi buvo aiškinama, kad kvazarai galėtų būti galaktikos, susiduriančios su tarpgalak-tinės medžiagos debesiu. Iš tikrųjų, toks susidūrimas galėtų pagaminti atitinkamą energijos kiekį.
Kiti teigia, kad ta energija yra pagaminta pačių galaktikų viduje, kaip sukimosi ir sūkurio energija arba kaip magnetinio lauko energija. Tik toji energija kokiu nors katastrofiniu būdu yra išlaisvinta.
Vėl kiti randa, kad tokia stipri radiacija yra žvaigždžių evoliucijos išdava.
Ginzburg bandė įrodyti, kad tokia aukšta radiacija gali būti pasiekta ankstyvame galaktikų amžiuje, kai pasilaisvina traukos energija.
H. Alfvėn aiškina, kad tokią energiją galėtų palaisvinti dvi susiduriančios galaktikos, kurių viena yra iš medžiagos, o kita iš antime-džiagos.
Daugelio novų ir supernovų iš karto sprogimai gali sudaryti sąlygas tokiai sinchrotroni-nei radiacijai sukelti. Burbridge mano, kad galėtų būti net grandininė supernovų sprogimo viena po kitos reakcija.
Nėra išskiriama ir galimybė, kad kvazarai būtų neutronų žvaigždės.
Šitas gausumas būdų aiškinti kvazarus rodo, kad jie iškėlė daug daugiau klausimų negu atsakė.
Stebėjimo duomenys remia teigimą, kad dauguma kvazarų yra galaktikos. Kadangi jų nuotoliai nuo mūsų yra apie 8 x 10" šviesmečių, tai šviesai ateiti iki mūsų užtruko beveik visą laiką nuo visatos sukūrimo, nes visatos amžius, pagal dabartinius skaičiavimus, yra nedidesnis kaip 10 x 10" metų. Tokiu būdu kvazarai būtų galaktikos tokios, kokios jos atrodė tuoj po sukūrimo. Tada jos būtų seniausi objektai visatoje. Šitas aspektas prieštarautų pastovios būklės teorijai ir stipriai paremtų katastrofinio visatos atsiradimo idėją.
Naujausias visatos modelis
Cia pateikti paskutiniųjų kelių metų įdomesni stebėjimo duomenys yra labai svarbus, norint sudaryti teisingą visatos modelį. Kadangi jie dar labai nauji, tai kai kurie nėra pilnai suprasti ir dėl jų teisingumo kartais kyla abejonių.
Dabar šitie duomenys tikrinami su jau esamais visatos modeliais. Tuos modelius bandoma priderinti, kad jie neprieštarautų naujiesiems stebėjimo duomenims.
Hoyle ir Narlikar jau sukūrė naują visatos modelį, kuris apima ir vėlyviausius tyrinėjimo duomenis. Kaip anksčiau paminėta, jie yra buvę stipriausi pastovios būklės modelio rėmėjai. Išvengti painiavai greičiausia šis modelis nebus pavadintas jų vardu. Populiariai jis galėtų vadintis "blob" vardu, nes šie autoriai padalija visatą į atskirus rajonus — "blobs". Bet tikras šio modelio vardas dar nėra nusistojęs.
Naujoje teorijoje yra įvedamas C-laukas, kuris veikia daleles jų atsiradimo momentu. Nesigilinant į daug matematiškų išvedžiojimų, su-minėtina, kad ši teorija nutolsta nuo pastovios būklės teorijos principų, t. y., kad visata visiems stebėtojams visą laiką atrodo tokia pati. Įvestasis C-laukas verčia masę duotoje erdvėje susitraukti tik iki tam tikro dydžio, bet nebeleidžia trauktis iki nulinio tūrio. Tokiu būdu išvengiama katastrofinių susitraukimų. Šitas laukas, atėjęs prie jau egzistuojančių medžiaginių objektų, sukuria barionus, elektronus ir neutrinus. Šitos naujai sukurtos dalelės, būdamos stipriame gravitacijos lauke, juda dideliu greičiu, artimu šviesos greičiui. Tokios greitos dalelės ir yra ne kas kita, kaip kosminiai spinduliai. Taigi medžiaga yra pastoviai kuriama kosminių spindulių forma. Ši teorija duoda galimybę visatai pulsuoti, nes kosminiai spinduliai negali būti statiniame stovyje.
Naujos medžiagos sukurtas kiekis, pagal šią teoriją, priklauso nuo masės to visatos kūno, ties kuriuo ji sukuriama. Kitaip sakant, masės kūrimas priklauso nuo vietinių sąlygų. Šitokį vietinį masės susikaupimą jie vadina "blob". Pagal juos, šitų "blobs" visatoje tėra ribotas skaičius. Jei jų būtų be galo daug, tai nevienodumai visatoje išsilygintų ir gautųsi pastovios būklės vaizdas. Vieni iš šitų "blobs" galėtų plėstis, o kiti trauktis.
Tas "blob", kur mes esame, pradžioje turėjo medžiagos tankumą 10—s gramų kubiniame centimetre, dabar beturi apie 10—20 gramų kubiniame cm. Jo pradinis skersmuo buvo 10° šviesmečių, o dabar išsiplėtė iki 1013 šviesmečių.
Neabejotinai ši teorija dar bus išdirbta iki smulkmenų ir tik po kurio laiko paaiškės, ar ji yra geresnė už kitas.
Baigiant tenka pastebėti, kad visatos modelių gausa rodo, kad klausimas nėra išspręstas, nes tėra viena visata ir tebuvo panaudotas vienas būdas jai atsirasti ir susiformuoti. Astronomai turi vilties, kad gal būt neužilgo bus prieita prie nedidelio skaičiaus giminingų modelių, iš kurių bus galima sudaryti vieną modelį, išaiškinantį visatos formavimosi prigimtį ir jos dabartinę struktūrą.
1. G. C. McVittie, Fact and Theory in Cosmology, 1961.
2. Edited by I. Robinson, A. Schild and E. L. Schu-cking, Quasi-Stellar Sources and Gravitational Collapse, 1965.
3. M. Munitz, Theories of the Universe, 1957.
4. K. Just, Astrophysical Journal 129, 268 (1959).
5. G. C. McVittie, Astrophysical Journal 144, 860 (1966).
6. F. Hoyle, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 120, 256 (1960).
7. F. Hoyle, Galaxies, Nuclei and Quasars, 1965.
8. W. Bonnor, The Mystery of the Expanding Universe, 1964.
9. A. R. Sandage, Astrophysical Journal 139, 416 (1964).
1967 sausio men.
|
|
|
|