Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

современных исследований. Хотя квазары ярко видны вполосах видимого света, астрономы также ищут активно растущие черные дыры в галактиках с помощью рентгеновских телескопов. Рентгеновские наблюдения проводятся только из космоса, поскольку эти высокоэнергетические фотоны не могут пройти через нашу атмосферу. Двумя важными рентгеновскими обсерваториями последних лет были космические обсерватории XMM-Newton (от англ. X-ray Multi-Mirror Mission – «Рентгеновская многозеркальная миссия», названная в честь Ньютона) и «Чандра» – в честь индийско-американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, который внес важный вклад в развитие астрономии XX века. Эти телескопы делают снимки Вселенной в высоком энергетическом разрешении и дают нам ключ к пониманию самых экстремальных астрофизических явлений в галактиках.

Интенсивно-активные ядра квазаров и AGN – обильные источники рентгеновского излучения, где уровень рентгеновской светимости напрямую связан с аккрецией центральной черной дыры. Таким образом, исследования, проводимые с помощью таких телескопов, как XMM-Newton и «Чандра», позволяют найти и классифицировать эти системы (хотя часто в данной системе обнаруживается лишь несколько рентгеновских фотонов). Однако, как и в случае с оптическим светом, AGN часто окутан густой пылью, которая может скрыть рентгеновское излучение. К счастью, аналогично идентификации закрытых пылью звездообразующих галактик в инфракрасном диапазоне, мы можем распознавать изобилующие пылью AGN, где экран пыли нагревается энергией, испускаемой горячим аккреционным диском, излучая благодаря этому различимое инфракрасное свечение. На данный момент SDSS получил спектры для сотен тысяч квазаров, ставшие одними из основных индикаторов распределения галактик в самых дальних уголках Вселенной.

Проблема расстояния

В составлении карты Вселенной с помощью красных смещений есть один подвох, поскольку наблюдаемые красные смещения – не совсем то же самое, что истинные расстояния. Закон Хаббла говорит, что существует корреляция между красным смещением и расстоянием: объекты с более высокими красными смещениями находятся дальше. Это означает, что если у нас нет прямой привязки к фактическому расстоянию, красное смещение обеспечивает легко измеримую замену. Но галактики не просто движутся с обширным «потоком Хаббла» Вселенной – они также находятся в движении из-за неослабевающего гравитационного притяжения других галактик и вещества во Вселенной. Таким образом, в дополнение к их относительному движению от нас из-за космологического расширения на их движение влияет дополнительный фактор, вызванный локальными гравитационными эффектами. Это явление называется пекулярной скоростью.

Величина пекулярной скорости галактики зависит от распределения вещества вокруг нее. Например, галактики в больших скоплениях имеют очень большие пекулярные скорости – около 1000 км/с, – потому что находятся внутри или вблизи очень большой массовой концентрации, которая формирует гравитационный «потенциал», способный разогнать их до более высокой по сравнению с другими галактиками в скоплении скорости. Галактика на краю скопления похожа на шар для боулинга на вершине крутого холма: отпустите ее – и она разгонится до самой низкой точки потенциальной «ямы». Если у этого шара будет достаточно энергии, он начнет взбираться на следующий холм и т. д. Это – неплохая аналогия для галактики на радиальной орбите вокруг ядра скопления. Галактики в скоплениях делают это все время, двигаясь, словно пчелиный рой, потому что они вращаются вокруг общего центра масс. В совокупности распределение относительных скоростей галактик в скоплении может быть использовано для оценки общей массы (в том числе темной) скопления, поскольку диапазон скоростей связан с массой, заключенной в системе. На практике же вместо измерения скоростей всех скоплений галактик относительно Млечного Пути мы сравниваем их скорости со средним красным смещением всех галактик в скоплении. Когда мы строим распределение дельта-V для всех галактик в скоплении, мы получаем классическую колоколообразную, или гауссову, кривую. Характерная ширина этого распределения называется дисперсией скорости. Если мы знаем размер кластера, который имеет порядок от одного до нескольких мегапарсек в диаметре, то можем оценить общую массу кластера.

Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» была запущена на орбиту при помощи космического шаттла «Колумбия». «Чандра» – одна из ключевых спутниковых обсерваторий последних лет, открывшая окно с видом на самые бурные процессы во Вселенной, в частности на рентгеновское излучение, связанное с растущими черными дырами в далеких галактиках

Большие пекулярные скорости галактик в скоплениях – хорошая демонстрация того, что при попытке помещения галактик в трехмерную модель Вселенной мы приходим к не совсем точному представлению. Вернемся к нашему кубику с Млечным Путем посередине. Ведя наблюдения изнутри Млечного Пути, мы можем очень легко измерить положение галактик на небе, просто сделав снимок. Проблема возникает, когда появляется потребность в третьем измерении, потому что мы можем измерять только красное смещение в радиальном направлении. Таким образом, в скоплениях, подобных скоплению Девы, на красные смещения каждой отдельной галактики значительно влияет дополнительный компонент скорости вместе с общей скоростью спада, вызванной расширением Вселенной, из-за ускорения гравитационного потенциала скопления. Это означает, что мы не знаем точно, где в скоплении находятся эти галактики: мы смотрим на галактики в «пространстве скоростей», а не в истинном пространстве. Это станет очевидно, если нанести их положение вдоль линии видимости, определяемой их индивидуальными красными смещениями: мы получим образ, напоминающий вытянутый тонкий сгусток – результат их больших относительных скоростей по сравнению с другими галактиками на том же расстоянии от нас, но расположенными вдали от скопления и потому не так сильно подверженными его гравитационному воздействию. На самом деле, в реальном трехмерном пространстве галактики в скоплениях обычно распределены по симметричному сферическому гало, что легко понять по двумерному расположению галактик на небе, но пространственная информация теряется в третьем, радиальном измерении. Этот эффект стал известен как «пальцы Бога» – он довольно неприятен, но все же и не катастрофичен. Астрономы придумали хитрые способы компенсации этих космических искажений красного смещения при проведении космологических измерений на основе его исследований.

Измерение истинного расстояния до объектов – самая сложная проблема в астрономии. Чем дальше вы пытаетесь посмотреть, тем становится труднее: методы, которые работают для близлежащих объектов, несовместимы с удаленными. Измерение параллакса применимо только для сравнительно небольшого космического пузыря в нашей Галактике, растянувшегося лишь в нескольких десятках парсек от Земли. Использование цефеид в качестве индикаторов расстояния удобно только в том случае, если вы можете точно определить отдельные звезды, но опять же, когда мы смотрим на более отдаленные галактики, работать с ними сложнее, так как весь звездный свет от них смешивается и мы не можем «разделить» его на конкретные звезды. Этот фактор ограничивает наблюдения при помощи цефеид галактиками в нашей Местной группе, то есть большинством объектов в пределах нашего метрового кубика. Хотя есть одно особенное явление, которым мы можем воспользоваться для расширения границ наблюдения, – это использование отдельных звезд, когда они взрываются как сверхновые, в качестве «стандартных свечей» даже