.
А. Моисеев
Одной из самых загадочных на сегодняшний день наук является астрономия. В ней, как ни в какой другой столько вопросов, на которые мы не можем, но пытаемся найти ответы. Одним из таких глобальных вопросов является вопрос о возникновении и распределении различных форм материи нашей Вселенной. Когда с момента Большого Взрыва праматерия начала сформировываться в звёзды и галактики, которые мы можем наблюдать сегодня? Если предположить, что перед начавшимся сжатием материи, она была в большей или меньшей степени рассеяна, могла ли тогда Вселенная на начальной стадии своей эволюции заполниться различными типами вещества? Последние исследования в этой области помогают ответить на эти и другие вопросы, связанные с эволюцией вещества нашей Метагалактики. А недавние наблюдения подтверждают наличие сверхскоплений галактик-организованных структур, состоящих из множества скоплений галактик. Каждое такое скопление, в свою очередь, может состоять из сотен или даже тысяч индивидуальных галактик. Наличие таких сверхскоплений долгое время было лишь предположением, из-за того, что с их подтверждением был связан один большой парадокс, ставивших учёных в тупик: в некоторых, столь же больших участках космического пространства галактик не было вовсе.
Такие сверхскопления галактик столь обширны, что отдельные их члены двигаясь с произвольными скоростями, не могут пресечь больше половины диаметра всего сверхскопления в течение миллиардов лет с момента их возникновения. Очевидно, что исторически сложившиеся сверхскопления по своему устройству не имеют аналогов с подомными им меньшими системами. В масштабах меньших, чем такие сверхскопления, первоначальные распределение материи, было, скажем так, изменено эволюционным «миксингом». Астрономы надеются, что понимание и объяснение таких огромных конструкций в нашей Вселенной прояснит процессы, которые дали толчок к развитию структуры всех измерений: от галактик к звёздам и планетам.
На сегодняшний день невозможно определить, кто первым выдвинул идею о том, что скопления галактик могут быть членами много больших структур, названных сверхскоплениями галактик. Внегалактическая астрономия, наблюдения в рентгеновских, ультрафиолетовых и инфракрасных участках спектра открыли, да и продолжают открывать всё новые и новые тайны нашей Вселенной и справедливо будет сказать, что наиболее важная космологическая информация была собрана наземными телескопами в видимых и невидимых лучах.
Даже за долго до изобретения телескопа, наблюдатели могли созерцать в ночном небе не только звёзды и планеты, но также и маленькие туманные облачка света. После создания крупных телескопов в 19-том веке, некоторые из таких туманностей были разрешены на отдельные звёзды. Поначалу их считали самостоятельными звёздными системами, находящимися вдалеке от нашей собственной галактики. Впервые, такие туманности были описаны в каталоге Джона Гершеля в 1864 году. Назывался он GC (General Catalogue), а позднее в 1888 году в каталоге Дрейера (New General Catalogue.)
В последствии, астрономы, которые верили, что некоторые туманности составили одинокие системы, начали говорить о том, что такие объекты обладают тенденцией сформировываться в скопления. В 1908 году шведский астроном С.Чарлиер выдвинул идею о «иерархической» структуре скоплений. Он выделил несколько таких скоплений, из которых самыми большими были скопления в созвездиях Девы и Волосы Вероники. В 1922 году английский учёный Дж. Рейнолдс выяснил, что группа «туманностей» простирался от Большой Медведицы через Волосы Вероники в Деву, покрывая расстояние около 40о северного неба. Рейнолдс полагал также, что эти «туманности» были частью нашей собственной звёздной системы. Может быть, он был первым, кто вообще отождествил эти объекты, сейчас называемые Местной группой галактик, частью которой является и наша галактика.
К середине 1920-х годов Эдвин Пауэл Хаббл с обсерватории Маунт Вилсон доказал, что многие из этих «туманностей» составляли одиночные системы. К 1929 году он опубликовал совместно с М.Хьюмансоном своё исследование, посвящённое тому, что «чем удалённее галактика, тем больше её свет смещается в красную сторону спектра».Такое красное смещение, как известно, является своеобразным показателем того, насколько быстро галактика удаляется от нас в рамках всеобщего расширения космического пространства. Сегодня, красное смещение названо законом Хаббла, которое, помимо всего прочего, является основой современной наблюдательной космологии.
Значение красного смещения (z) вычисляется вычитанием остатка длинны волны красного смещения галактических спектральных линий от наблюдаемой длинны волны и делением оставшейся длинны. Наибольшее значение красного смещения найденной Хьюмансоном (в конце 40-х) составило 2, и было равно 60000 км/с. или 20% скорости света. Такая галактика находилась от нас на расстоянии около 2,6 млрд. световых лет. Но самыми удалёнными от нас объектами являются, конечно же, квазары, чьё красное смещение >=3,5. Они удаляются от нас со скоростью около 90% скорости света и находятся в 15 млрд. св. лет.
В 1930-х Хаббл и Харлоу Шепли (Гарвардская обсерватория) обратили внимание на то, что на северном небе число ярких галактик больше, чем на южном. Хаббл, также, сфотографировал огромное количество слабых галактик и был уверен, что нашёл возможный конец феномену скоплений, хотя это было только начало больших открытий, которые ждали нас впереди. Ещё один, очень важный и значительный вклад в науку Хаббл сделал, когда классифицировал различные формы галактик, известных в то время. Вкратце, об этой классификации можно сказать, что все галактики Хаббл разделил на два главных класса: эллиптические и спиральные, делящиеся, в свою очередь, ещё на несколько классов… К 1950 году, учёные могли согласиться с общей характеристикой скоплений галактик. Из известных тогда нескольких таких скоплений, наиболее крупным было скопление в Волосах Вероники, которое насчитывало более 1000 индивидуальных галактик. Такие скопления в большинстве своём состояли из эллиптических и SO галактик. Не более половины всех галактик располагались внутри таких скоплений; остальные, называвшиеся, «полевыми» объектами, считались изолированными звёздными системами (в большинстве своём спиральными), лежащими вне скоплений. Несколько астрономов предположили, что область в Деве может состоять больше чем из просто скопления и гипотеза, предложенная Чарлиером об иерархической структуре гораздо более крупных скоплений была подвергнута сомнениям исследованиями Хаббла по подсчёту удалённых галактик.
Ж.Вакулер из Техасского университета в Остине, который занимался изучением более ярких галактик в северном галактическом полушарии с начала 50-х, был первым, кто определил и описал ближайшее к нам скопление. Согласно его исследованиям, оно расположено в скоплении Девы в 60 св. годах от нас и может иметь до 50 внерасположенных скоплений, названных группами, содержащими индивидуальные галактики, разбросанные между такими группами. Наша галактика находится в одном из скоплений, которое астрономы назвали Местной группой галактик, причём так, что она вне сверхскопления.
Второе великое открытие 50-80-х гг. - это растущая уверенность в том, что Местное сверхскопление не уникальное явление во Вселенной. Между 1950 и 1954 гг. всё северное небо было обозрено с широкоугольным 1,2м. телескопом им. Шмидта на горе Паломар. (Широко известный Паломарский обзор неба.) Вскоре после этого, Дж. Абелл из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе составил каталог 2712 больших скоплений галактик. Абелл заметил, что многие из таких скоплений, казалось, были членами сверхскоплений, состоящих, в среднем, из 5-6 скоплений каждое. Его предложение, однако, основывалось на данных другого каталога скоплений, составленного на базе похожего исследования, проведённого Ф.Цвикки и его коллегами из Калифорнийского университета. Каталог Цвики говорил о том, что скопления не могут состоять из структур высшего порядка. Разногласие может быть разрешено с учётом того, что скопления, описанные Цвикки немного больше чем аналогичные объекты из каталога Абелл и включают в себя несколько центров концентрации галактик. Примерно в то же время, но уже на основе другого обзора неба (дополненного Ликской обсерваторией), Дж. Нейман, Э.Скотт и С.Шейн из Калифорнийского университета в Беркли (сообщавшего об открытии огромных «облаков галактик» - их терминологии сверхскоплений), также опытно предположили, что каждая галактика во Вселенной принадлежит скоплению, в ней не может быть изолированных звёздных систем. В 70-х наиболее полный из всех каталогов, составленный П.Пиблсом и его коллегами из университета в Принстоне, учитывающий ещё и спектры галактических скоплений говорит нам, помимо этого то, что скопления имеют тенденцию располагаться близко друг от друга.
Третье великое открытие в изучении феномена скоплений с начала 50-х, было в использовании красного смещения. Первым шагом в исследованиях такого рода, стало измерение красных смещений всех галактик, ярче определённой звёздной величины. Применяя закон Хаббла к значениям красных смещений, расстояние каждой галактики может быть вычислено с достаточной точностью. Такой подход имеет намного больше преимуществ в сравнении с анализом данных из каталогов, которые дают только две координаты галактики в пространстве (прямое восхождение и склонение.) По данным таких каталогов третья величина-расстояние, может быть приблизительно определено только по блеску галактик. На основе же красного смещения, расстояние определяется довольно точно по закону Хаббла. Недостаток этого метода в том, что тогда как, положение тысяч галактик может быть получено из одной фотографии, спектральные красные смещения определяются только однажды. Другими словами измерение красных смещений гораздо более длительный и трудоёмкий процесс. Эти два метода несовместимы. Каталоги дают анализ большого числа галактик в значительных областях Вселенной; красные же смещения обеспечивают три пространственных измерения, но во много меньших областях.