Виктор Стенджер - Бог и Мультивселенная. Расширенное понятие космоса
В 1990-м шаттл «Дискавери» доставил на орбиту космический телескоп «Хаббл» (Hubble Space Telescope, HST). К сожалению, у его главного зеркала обнаружился серьезный дефект, требовавший ремонта прямо на орбите. Эта работа была выполнена в 1994 году командой еще одного космического шаттла — впечатляющее достижение. На мой взгляд, это был самый серьезный вклад в науку в период действия всей программы шаттлов. Другие экспедиции по обслуживанию телескопа «Хаббл» осуществлялись в 1997,1999,2002 и 2009 годах.
Телескоп «Хаббл», работающий в околоультрафиолетовом, видимом и околоинфракрасном диапазонах, позволил получить самые подробные изображения, когда-либо сделанные в астрономии, и составить карту Вселенной до самого горизонта событий. Этот телескоп, все еще работающий на момент написания этой книги, внес вклад в космологию, обеспечив значительно более точные оценки постоянной Хаббла и других ключевых параметров. В ходе наблюдений наиболее отдаленных глубин Вселенной с помощью этого телескопа обнаружилось, что самые далекие и старые галактики меньше размером и менее упорядочены, чем более близкие и молодые спиральные галактики. Это стало еще одним гвоздем в крышке гроба и без того давно мертвой стационарной модели Вселенной.
В 1990 году был пущен в работу «Кек-1» — десятиметровый оптический многозеркальный телескоп, расположенный на горе Мауна-Кеа. В 1998 году к нему присоединился «Кек-2». Вспомним, что Мауна-Кеа — лучшая точка для наблюдений с Земли, с которой можно исследовать не только видимую, но и инфракрасную область спектра. Телескопы обсерватории Кека стали одним из самых плодотворных проектов наземной астрономии последних лет. С помощью этих приборов были найдены одни из первых свидетельств существования планет вокруг звезд (помимо Солнца). Определив орбитальные скорости звезд, расположенных недалеко от центра нашей Галактики, телескопы «Кек» помогли установить тот факт, что в центре Млечного Пути находится черная дыра массой в 4 млн. раз больше массы Солнца.
В 1993 году от Гавайских до Виргинских островов была протянута антенная решетка со сверхдлинными базами (Very Long Baseline Array, VLBA) — 10 радиотелескопов, контролируемых удаленно из Нью-Мексико. Благодаря использованию метода интерферометрии с длинными базами удалось достичь угловой разрешающей способности от 0,17 до 0,22 угловой миллисекунды на 10 длинах волн, от 0,7 до 90 см. С помощью антенной решетки были обнаружены две гигантские черные дыры массой 150 млн. солнечных каждая, расположенных на расстоянии всего 24 световых лет друг от друга! Они находятся в центре галактики 0402+379 в 750 млн. световых лет от Земли.
На самом деле теперь нам известно, что в центре большинства, если не всех крупных галактик находятся черные дыры сверхвысокой массы.
В 1995 году на орбиту была запущена Инфракрасная космическая обсерватория (Infrared Space Observatory, ISO). Она была спроектирована для работы в диапазоне длин волн 1,5–196,8 мкм. С помощью этой обсерватории было проведено 26 тыс. успешных наблюдений, прежде чем она вышла из строя в 1998 году.
Что касается гамма-диапазона, еще в 1967 году спутники «Вела», спроектированные для обнаружения испытаний ядерного оружия на Земле, по счастливой случайности обнаружили однократные всплески гамма-излучения, разбросанные по небу случайным образом. Из-за их яркости большинство ученых сочли, что они исходят изнутри нашей галактики.
В 1991 году в космос запустили гамма-обсерваторию «Комптон». На ее борту находился в том числе инструмент для исследования вспышечных и транзиентных событий (Burstand Transient Source Experiment, BATSE), разработанный для обнаружения и анализа всплесков гамма-излучения. С его помощью было обнаружено всего 2700 всплесков, в среднем по одному в день. Благодаря этим наблюдениям стало понятно, что гамма-всплески берут начало в далеких галактиках, а значит, представляют собой огромные выбросы энергии.
Представители НАСА сообщили, что космический телескоп «Хаббл» обнаружил такой всплески, согласно расчетам, он вызван столкновением двух нейтронных звезд{270}.
Астрономия сверхвысоких энергий
Хотя сигналы, фиксируемые радиотелескопами, обычно описывают как радиоволны, как и любое другое электромагнитное излучение, они состоят из фотонов, то есть из частиц. Энергия фотона Е в потоке, составляющем электромагнитную волну, рассчитывается по формуле Е = hc/γ, где γ — длина волны. Если величина X выражена в метрах, это можно записать как E = 1,97∙10-7/γ эВ. Поскольку максимальная длина волны, доступная для наблюдений с помощью антенной решетки со сверхдлинными базами, — около 1 м, энергия фотона в этом случае меньше одной миллионной электрон-вольта.
В противоположной области спектра на борту обсерватории «Комптон» работал гамма-телескоп высоких энергий (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope, EGRET). Максимальная энергия фотона, доступная ему, составляла 30 ГэВ = 3∙1010 эВ, что соответствует длине волны порядка 10-17 м.
В то время несколько человек, включая меня, стремились пойти еще дальше как в наращивании энергии, так и в типе искомых частиц. В середине 1970-х я участвовал в проекте, в ходе которого предполагалось установить большой детектор на дне океана, на глубине 4,8 км, в районе южного побережья (область Кона) Большого острова Гавайи. Проект получил название DUMAND — Deep Underwater Muonand Neutrino Detector («Глубоководный детектор мюонов и нейтрино»). Целью проекта было открытие целого нового окна[22] во Вселенную путем поиска космических сверхвысокоэнергетических нейтрино с энергией более 1 ТэВ (1012 эВ). Первоначально руководителем проекта был Фредерик Райнес, который в 1995 году разделил с Клайдом Кованом Нобелевскую премию по физике за совместное открытие нейтрино в 1956 году.
Считалось, что теоретически высокоэнергетические нейтрино могут появляться из гигантских источников энергии, существующих в центрах активных галактик (см. описание активных галактик в главе 9). Поскольку они, по-видимому, происходили из более глубоких недр галактик, чем фотоны, мы надеялись, что они дадут нам информацию об этих колоссальных источниках энергии. В 1984 году я опубликовал в «Астрофизическом журнале» статью, в которой доказал, что активные галактики могут при определенных условиях производить сверхвысокоэнергетические нейтрино, доступные наблюдению{271}.
Предложенный метод все еще является основным для всех экспериментов, которые до сих пор проводятся в астрофизике сверхвысоких энергий наряду с экспериментами по распаду протона. Если заряженная частица движется быстрее скорости света в прозрачной среде, такой как вода или воздух (но все же медленнее, чем со скоростью с), она испускает электромагнитную ударную волну, называемую излучением Вавилова — Черепкова, представляющую собой голубоватый свет, который можно обнаружить с помощью сверхвысокочувствительных фотодетекторов, называемых фотоэлектронными умножителями.
Проект DUMAND подразумевал установку большого массива этих фотодетекторов на дне океана, где фоновое космическое мюонное излучение минимально. В упомянутых в главе 11 экспериментах по регистрации распада протона Kamiokande и IMB также использовался этот метод: фотоэлектронные умножители устанавливались в больших цистернах с очень чистой водой на дне глубоких шахт.
Во время работы над проектом DUMAND в 1980-е я параллельно принимал участие еще в одном эксперименте, который, как мне казалось, должен был дать дополнительную информацию, полезную для проекта DUMAND. Рабочая группа под руководством Тревора Уикса из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики установила в обсерватории имени Уипла на горе Хопкинс в Аризоне очень недорогое зеркало диаметром 10 м, состоящее из плоских пластин, формирующих сферическую отражающую поверхность. В его фокусе было установлено несколько небольших фотоэлектронных умножителей.
Когда сверхвысокоэнергетический фотон гамма-излучения ударяется о верхнюю часть атмосферы, он генерирует ливень из тысяч электронов и других заряженных частиц, низвергающихся на Землю. Этот телескоп был спроектирован с целью обнаружить излучение Вавилова — Черенкова, возникающее в этом воздушном ливне.
В 1989 году, после того как я покинул проект на горе Хопкинс, чтобы поработать над аналогичным экспериментом ближе к дому, на горе Халеакала на острове Мауи, Уикс и его коллеги сообщили, что им удалось с высокой степенью статистической значимости обнаружить сигнал, идущий из Крабовидной туманности{272}. Крабовидная туманность представляет собой остатки сверхновой, вспышку которой зафиксировали арабские, китайские, индийские и японские астрономы в 1054 году.
Крабовидная туманность всегда считалась очень перспективной, и мы внимательно наблюдали за ней. В 1968 году в центре этой туманности был обнаружен вращающийся пульсар, который определили как нейтронную звезду. Магнитное поле нейтронной звезды, имеющее очень высокую скорость вращения — один оборот за 33,5 мс, — может ускорять электроны до очень высоких энергий. Когда они сталкиваются с окружающим газом, то образуют фотоны гамма-излучения, а также, как я надеялся, нейтрино.
