Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

потерянных барионов проистекает из простого: мы до сих пор не до конца понимаем цикл барионов и течение газа в галактики и из них. Мы уже знаем, что в межгалактическом пространстве много газа. Наиболее очевидным местом его нахождения являются кластеры, где межгалактический газ достаточно горяч, чтобы светиться рентгеновскими лучами. Кластеры торчат, как больной большой палец на рентгеновских снимках неба, однако большинство отдельных галактик не являются сильными излучателями рентгеновского излучения, и даже когда они все-таки излучают его, как, например, квазары, это излучение очень мало. Большие размеры кластеров порождают расширенное рентгеновское излучение, которое поглощает сравнительно небольшие галактики, погруженные в эту горячую атмосферу. Общая рентгеновская светимость кластера может быть преобразована в общую массу газа. Но мы не сможем обнаружить барионы, если они не помогут нам, испуская или скрывая излучение. Одна из теорий состоит в том, что отсутствующие барионы просто находятся в состоянии, которое нам трудно обнаружить, – тепловатый газ, который горяче́е, чем газ в галактиках, но холоднее, чем внутрикластерная среда, температура которой составляет десятки миллионов градусов. Таким образом, этот газ – не слишком плодовитый источник рентгеновского или любого другого излучения, которое мы могли бы легко обнаружить. Это наша ахиллесова пята.

Но где же эта материя, если не в галактиках? Что ж, ответ нам дает архитектура темной материи – крупномасштабной структуры, в которую встроены галактики. Предполагается, что бол2 ьшая часть отсутствующих барионов находится в нитях между скоплениями, содержащими большинство галактик. Подобно тому, как скопления представляют собой гигантские гало темной материи, где находятся галактики, системы в нитях заключены в гало, которые смешиваются, образуя взаимосвязанную сетку темной массы, которая со временем становится все более объемной.

Этой массы достаточно, чтобы привлечь, ускорить и в процессе нагреть межгалактический и исконный газ. Газ разогревается до достаточно высоких температур, от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов градусов, что слишком горячо, чтобы разрушиться в галактиках, и слишком холодно, чтобы испускать рентгеновские лучи, которые мы могли бы увидеть. Это огромный резервуар неиспользованного материала, из которого могли бы образовываться новые галактики или черпать для роста уже существующие, но он заточен в лимбе под действием силы тяжести. Этот материал называется тепло-горячей межгалактической средой. Эксперименты по ее обнаружению используют ту же методику линий поглощения, которая позволила нам обнаружить нейтральный газ в спектрах далеких квазаров. Хитрость заключается в том, чтобы найти яркий удаленный квазар вдоль линии обзора нитевидной структуры и получить ее ультрафиолетовый или рентгеновский спектр. Если свет от квазара проходит через плотное пятно тепло-горячей межгалактической среды, то свет может поглощаться присутствующими здесь сильно ионизированными элементами, например кислородом. Атом кислорода, у которого удалены почти все его электроны, будет поглощать свет при высоких энергиях, отслеживаемых ультрафиолетовым и рентгеновским диапазонами. Обнаружение такого сильно ионизированного элемента будет означать присутствие высокоэнергетической газовой среды. Поглощение рентгеновских лучей отслеживает очень горячий газ, а поглощение ультрафиолета – менее горячий, но все еще теплый газ. Такой резервуар был открыт в нашей части Вселенной в сверхскоплении Скульптора, или Стене Скульптора. Скульптор – это созвездие, и в его направлении можно найти похожее на стену сверхскопление галактик, которое представляет собой часть нашей крупномасштабной структуры. Рентгеновские спектры яркого квазара за этой стеной показывают характерный провал – линию поглощения – на правильной длине волны, ожидаемой для сильно ионизированного кислорода, задерживающегося между галактиками в этой плотной структуре.

Бо́льшая часть тепло-горячих межгалактических сред состоит из водорода; кислород и другие тяжелые элементы, задействованные в работе линии поглощения, – просто следовые загрязнения. Единственное место, где могли возникнуть эти тяжелые микроэлементы, – внутри звезд. Таким образом, эти «загрязнители», должно быть, каким-то образом «сбежали» из галактик, в которых они были сформированы, и теперь находятся в этих тепло-горячих межгалактических средах. Это еще одно доказательство циркуляции газа внутри галактик и за их пределами – барионного цикла. Но как насчет большей части тепло-горячих межгалактических сред: как они туда попали? Ответ на этот вопрос лучше всего моделируется в компьютерных симуляциях – мощных инструментах, необходимых для развития нашего понимания Вселенной и ее содержания.

Игрушечная Вселенная

В наше время астрономы часто пользуются компьютерами. В моих исследованиях бо́льшая часть работы связана с анализом данных телескопов. Из «сырых» изображений неба мы стремимся создать откалиброванный продукт из данных научного уровня (скажем, глубокое изображение или спектр), а затем собрать его для получения интересной информации. Необходимая для этого обработка опирается на все более мощное программное обеспечение, поскольку объем данных, создаваемых телескопами, постоянно растет, и требуются более вместительные средства хранения цифровой информации, большая вычислительная мощность и оперативная память. С другой стороны, для теоретиков наиболее важной в использовании компьютеров становится возможность создания симуляции работы Вселенной или, по крайней мере, ее приличного фрагмента. Как и наблюдатели, работающие с телескопами, создающие симуляции теоретики ограничены возможностями программного обеспечения. Всегда есть потребность в более быстрых машинах, большей памяти и большем количестве процессоров, и чтобы все это стоило как можно дешевле. Как и наблюдатели, стремящиеся видеть дальше и яснее, теоретики всегда стараются создать симуляции лучшего качества и с самым высоким разрешением.

Возможно, наиболее важные типы имитации крупномасштабных свойств Вселенной, которые мы имеем, – симуляции N-тела, где N – это количество частиц. Самая простая симуляция N-тела называется проблемой двух тел, которую можно сделать на листе бумаги. Нарисуйте сетку из линий – это ваша модель Вселенной, ограниченная двумя измерениями. Пронумеруйте ячейки, а затем выберите две случайные и нарисуйте в них точку – это два тела из проблемы двух тел. Мы пометим их как A и B. Что мы собираемся сделать? Смоделировать их эволюцию исходя из того, что они подчиняются законам физики. В этом случае мы просто учтем гравитацию.

Представим простейший случай, когда частицы А и В изначально находятся в состоянии покоя и каждая имеет единичную массу. Если мы предположим, что гравитация может быть описана в определениях Ньютона (классический взгляд), тогда каждая частица испытывает силу, которая равна ее массе, умноженной на постоянный фактор (называемый G – универсальная гравитационная постоянная; точные ее цифры в этой модели значения не имеют) и разделенной на квадрат расстояния между частицами. Каждая частица испытывает воздействие этой силы и вынуждена двигаться, потому что сила вызывает ускорение в направлении другой частицы; величина ускорения равна силе гравитации, разделенной на массу частицы (один из законов движения Ньютона).

Далее возьмем еще один листок, перерисуем сетку и затем вычислим местоположение этих частиц, предполагая, что прошел некоторый интервал времени. Мы можем сделать этот интервал настолько длинным или коротким, насколько захотим, но чем он короче,