Параллельные миры. Об устройстве мироздания, высших измерениях и будущем космоса

Больше чем через 40 лет, в 1979 году, Деннис Уолш из Обсерватории Джоделл-Бэнк получил первое частичное доказательство линзирования: он открыл двойной квазар Q0957+561{180}. В 1988 году кольцо Эйнштейна впервые наблюдалось из источника радиоизлучения MG1131+0456. В 1997 году космический телескоп «Хаббл» и сеть радиотелескопов MERLIN в Великобритании при изучении далекой галактики 1938+666 уловили первое кольцо Эйнштейна совершенно правильной формы, что в очередной раз подтвердило теорию великого ученого. (Это кольцо совсем крошечное, всего лишь в одну угловую секунду, то есть размером с маленькую монетку, наблюдаемую с расстояния в 3 км.) «Сначала кольцо выглядело довольно искусственно, и мы подумали, что это какой-то дефект изображения, но потом поняли, что перед нами кольцо Эйнштейна совершенно правильной формы!» – рассказывал Йен Браун из Манчестерского университета. Сегодня кольца Эйнштейна являются важным инструментом в арсенале астрофизиков{181}. В открытом космосе было обнаружено около 64 двойных, тройных и других кратных квазаров (миражей, вызванных гравитационным линзированием Эйнштейна), что приблизительно составляет пятисотую часть всех известных квазаров.

Даже такие невидимые формы материи, как темная, можно наблюдать при помощи создаваемого ими преломления света. Таким способом можно получить карты, на которых показано распределение темной материи во Вселенной. Поскольку гравитационное линзирование Эйнштейна преломляет свет больших галактических скоплений скорее в дуги (нежели в кольца), представляется возможным оценить концентрацию темной материи в этих скоплениях. В 1986 году астрономы Национальной обсерватории оптической астрономии Стэнфордского университета и Обсерватории Пик-дю-Миди во Франции наблюдали первые гигантские галактические дуги. С тех пор было обнаружено около сотни галактических дуг, наиболее впечатляющей из которых является Абель 2218{182}.

Линзы Эйнштейна можно также использовать в качестве объективного метода измерения количества МАСНО (массивные компактные объекты гало) во Вселенной (которые состоят из обычного вещества, такого, как мертвые звезды, коричневые карлики и пылевые облака). В 1986 году Богдан Пачински из Принстона понял, что в случае, если МАСНО проходят перед звездой, они тем самым увеличивают ее яркость и создают второе изображение.

В начале 1990-х годов несколько групп ученых (в частности, французская группа EROS, американо-австралийская группа MACHO и польско-американская группа OGLE) воспользовались этим методом для изучения центра галактики Млечный Путь и обнаружили более 500 микролинзовых событий (этот результат превзошел все ожидания, поскольку некоторое количество этого вещества состояло из звезд с малой массой и неистинных МАСНО). Этот же метод может применяться для обнаружения экстрасолнечных планет, вращающихся вокруг других звезд. Поскольку планета оказывала бы очень малое, но измеримое гравитационное воздействие на свет материнской звезды, линзирование Эйнштейна, в принципе, могло бы их обнаружить. При помощи этого метода уже было выявлено небольшое количество кандидатов в экстрасолнечные планеты, некоторые из них располагаются у центра Млечного Пути.

При помощи линз Эйнштейна можно измерить даже постоянную Хаббла и космологическую константу. Постоянная Хаббла измеряется путем тщательного наблюдения. Квазары становятся ярче и тускнеют с течением времени. Можно было бы ожидать, что двойные квазары, будучи изображениями одного и того же объекта, мерцали бы в унисон. Используя имеющиеся данные о распределении вещества во Вселенной, астрономы могут вычислить долю задержки во времени, потребовавшейся свету, чтобы достичь Земли. Измерив отставание во времени, когда двойные квазары становятся ярче, можно определить, на каком расстоянии от Земли они находятся. Зная же их красное смещение, можно вычислить постоянную Хаббла. (Именно такой метод был использован применительно к квазару Q0957+561, расстояние до которого оказалось равно приблизительно 14 млрд световых лет от Земли. С тех пор постоянная Хаббла была определена путем изучения семи других квазаров. В пределах погрешности полученные при таком изучении результаты совпали с уже имеющимися данными. Интересным отличием этого метода является то, что он совершенно не зависит от яркости звезд (таких как цефеиды и сверхновые типа Iа), что подчеркивает объективность полученных результатов.)