Кожен, хто задумується над особливостями будови близької, а отже – найдоступнішої ділянки Всесвіту, зробить очевидний висновок: розподіл речовини в ньому є вкрай неоднорідним Зокрема, міжпланетний простір можна вважати порожнім, оскільки середня густина речовини тут нікчемно мала порівняно з густиною планет (те ж скажемо, порівнявши масу планет із загальною масою цієї речовини у Сонячній системі). Аналогічні висновки можна зробити і щодо “зір у Галактиці” та “близьких галактик у міжгалактичному просторі”. Структуру Всесвіту у великих масштабах вивчають шляхом масового визначення координат і червоних зміщень галактик у вибраних ділянках. У спектроскопічному огляді 2dF (2 degree Field Galaxy Redshift Survey), який охоплює ~ 5 % неба (близько 2000 кв. градусів) і виконаному на 3,9-метровому телескопі Англо-Австралійської обсерваторії у 1997 – 2002 рр., були отримані червоні зміщення понад 220 000 галактик із середнім значенням z = 0,11 (що орієнтовно відповідає 500 Мпк). Радіальний розподіл галактик у двох протилежних секторах за даними огляду 2dF наведений на рис. 1.1. При переході до масштабів сотень мегапарсеків флуктуації густини згладжуються і розподіл видимої речовини стає більш однорідним. На рисунку чітко видно великомасштабну структуру Всесвіту: галактики утворюють своєрідну коміркову структуру із типовим розміром близько 100 Мпк. Всередині комірок спостерігається дефіцит галактик – це так зв. порожнечі, або войди ("Загальна астрофізика" А.В. Засова і К.О. Постнова – М., 2006, с. 401). Однак вивчення будови Всесвіту у великих масштабах ведуть до протилежного висновку: якщо навіть у згаданих комірках можливе “павутиння” із об’єктів меншого масштабу (скажімо, з карликових галактик), у великих масштабах Всесвіт є однорідним. Сучасні телескопи дають змогу розв’язувати цю задачу комплексно. З одного боку, гранично далекі (до z = 5-6) галактики і квазари “виловлюють” завдяки наявності у їх спектрах потужних емісійних ліній. З другого ж – за їх особливостями оцінюють густину речовини у міжгалактичному середовищі. Важливим є ще один фрагмент із книги “Загальна астрофізика” А.В. Засова і К.О. Постнова: “Пошук далеких об’єктів зазвичай здійснюють за потужною емісією Lα (т. зв. Лайман-альфа випромінювачі). Можна також шукати різкий спад інтенсивності (стрибок) у неперервному спектрі об’єктів із великим червоним зміщенням на довжинах хвиль, коротших від лайманівської межі (912 )… Хмари нейтрального водню, що потрапляють на промінь зору між галактикою і спостерігачем, обумовлюють появу значної кількості ліній поглинання між довжинами хвиль Lα (1216 ) і лайманівською межею Lc у формі частоколу окремих вузьких ліній на різних червоних зміщеннях (т.зв. “Lα-ліс”). Випромінювання, початково більш короткохвильове, ніж Lα, на шляху до нас завдяки розширенню Весвіту збільшує довжину хвилі. Тому воно буде ефективно поглинатися на тій відстані (червоному зміщенні) від нас, де воно за довжиною хвилі зрівняється з Lα. Фактично йдеться про поглинання світла у широкому інтервалі довжин хвиль, коротших 1216 (в системі відліку, пов’язаній із джерелом. Це явище названо ефектом Ґана-Петерсона: теоретично його було передбачено у 1965 р., виявлено через 40 років у спектрах квазарів із червоним зміщенням z > 6 (рис. 1.2).
Ви переглядаєте статтю (реферат): «“Космічні каверни“ – войди» з дисципліни «Фрагменти космології»
