Зарегистрироваться

Астрономия метагалактики

Категории Астрономия метагалактики | Под редакцией сообщества: Астрономия

Астрономия метагалактики (также Внегалактическая астрономия, астрономия наблюдаемой Вселенной) – одно из актуальных космологических направлений современной астрономии, предметом исследований которого является часть наблюдаемой Вселенной, доступной для изучения современными астрономическими методами. Собственно всю видимую часть Вселенной принято обозначать понятием «Метагалактика»; где галактики – это главное видимое «население» Метагалактики.

Каждая большая галактика содержит миллиарды звезд, а также газ и пыль, и погружена в сфероидальное «гало» темной материи, по массе превосходящее в несколько раз видимое («барионное») содержимое системы.

Считается, что материя распределена во Вселенной однородно и изотропно - отсутствуют выделенные направления. Однако однородность и изотропность, на самом деле, присущи только распределениям на больших масштабах - больше 100 Мпк (или 326 миллионов световых лет). На малых, по меркам Метагалактики, масштабах вещество во Вселенной, в том числе светящееся вещество, а именно галактики, распределено крайне неоднородно: наблюдается так называемая скученность. Большинство галактик входят в группы и скопления галактик; не более 10-15 процентов всех галактик в ближней Вселенной можно считать «изолированными», остальные являются членами коллективов. Характерные размеры групп из единиц и десятков галактик - 1 Мпк, характерные размеры скоплений из сотен и тысяч галактик - несколько Мпк. В массивных «коллективах» галактик все пространство между отдельными галактиками заполнено горячим разреженным газом, который можно увидеть только в рентгеновском диапазоне спектра - температура его достигает десятков миллионов градусов. В самых массивных скоплениях галактик рентгеновского газа очень много - по массе он в несколько раз превышает суммарную массу всех звезд всех галактик-членов скопления.

Галактики бывают разной формы - плоские («дисковые») и сфероидальные («эллиптические»). Дисковые галактики, в свою очередь, бывают спиральными, с упорядоченными узорами в звездно-газовых дисках, линзовидными - без узоров - и неправильными, где яркие области звездообразования разбросаны хаотически. В среднем дисковых галактик больше, чем эллиптических, однако в плотном окружении - в массивных группах и в скоплениях галактик - преобладают галактики сфероидальные (так называемый «эффект окружения»). Масса индивидуальной галактики может быть очень разной - от тысячи солнечных масс до триллиона солнечных масс, и мелких галактик («карликов») намного больше, чем галактик массивных. В ближней Вселенной наблюдаются статистические зависимости, «корреляции», различных свойств галактик с их массой; так, чем массивнее галактика, тем больше в ее звездах содержание тяжелых (тяжелее гелия) химических элементов. Также есть и наблюдаемая зависимость для цвета: чем массивнее галактика, тем она, как правило, краснее, а также и для среднего возраста звезд: в близких к нам массивных галактиках звезды большей частью старые. Современное звездообразование сосредоточено в галактиках малой массы.

Вселенная, как известно, расширяется по закону Хаббла; это означает, что чем дальше от нас галактика, тем больше ее видимая скорость удаления от Млечного Пути. Скорость удаления измеряется по сдвигу спектра излучения в красную сторону - по так называемому эффекту Доплера, поэтому расстояния в пределах Метагалактики измеряются в терминах «красного смещения», z, которое равно отношению видимой скорости удаления галактики от нас к скорости света. Сейчас с большими телескопами удается наблюдать галактики до красных смещений 6-7. Из-за конечной скорости света, чем дальше от нас наблюдаемая галактика, тем в более раннюю эпоху мы ее наблюдаем: от галактики на z = 0.5 свет шел к нам 5 млрд лет, от галактики на z = 1 - 8 млрд лет, от галактики на z = 5 - 12 с половиной млрд лет. Поскольку возраст Вселенной - время, прошедшее от Большого Взрыва до настоящего момента, - составляет 13.7 млрд лет, получается, что практически всю эволюцию Вселенной и галактик во Вселенной мы «просматриваем» насквозь, и на больших красных смещениях мы можем непосредственно пронаблюдать, как формировались галактики. Действительно, Хаббловский космический телескоп обнаружил изменение внешнего вида («морфологии») галактик на красных смещениях больше 2: на этих расстояниях от нас, или 10 млрд лет назад, исчезают знакомые нам по близким окрестностям спиральные и эллиптические типы галактик, и все галактики выглядят компактными и неправильными. Более того, на красных смещениях больше двух изменяется на противоположную и связь интенсивности звездообразования с массой галактики: основное звездообразование на этой ранней стадии эволюции Вселенной было сосредоточено в массивных галактиках. Вероятно, на красных смещениях 2-3 мы как раз и наблюдаем формирование основного звездного состава массивных галактик, которые позднее превратятся в эллиптические.

Теоретики предсказывают, что формирование галактики происходит в течение довольно долгого времени в двух разных режимах - «двухфазно». Первый режим - плавный; снаружи, из (неизвестных пока) резервуаров, на галактику потихоньку натекает газ, который внутри галактики превращается в звезды. Такой режим называется аккрецией. Аккреция может быть «холодной» - из тонких одномерных филаментов газа, - или «горячей» - из вириализованного темного гало, нагревшего своей гравитацией равномерно распределенный в сферическом объеме первичный газ до рентгеновских температур. Второй режим подразумевает бурные события - это слияния галактик, так называемый мержинг. Если сливаются две галактики сравнимых масс («большой мержинг»), то в результате в конце концов обязательно получится сфероидальная галактика. Если в сливающихся галактиках изначально был газ, в процессе слияния галактик этот газ начнет эффективно превращаться в звезды - произойдет так называемая вспышка звездообразования. Но «большой мержинг» не такое уж частое явление; гораздо чаще на массивную галактику падает маленький спутник - такое событие называется «малым мержингом». В результате малого мержинга дисковая галактика увеличивает свою массу и сохраняет свой звездный диск; но он сильно разогревается динамически - увеличиваются хаотические движения звезд, диск становится толстым, пухлым, в нем разрушаются спиральные ветви и прекращается звездообразование; в результате этого спиральная галактика может превратиться в линзовидную. Споры об относительной важности этих двух фаз формирования в жизни конкретных галактик пока еще продолжаются.

Еще один интересный вопрос эволюции галактик - это взаимное влияние на формирование протяженных звездных сфероидальных подсистем галактик и сверхмассивных черных дыр в их центрах. Черные дыры непосредственно увидеть мы не можем – они ничего не излучают. Но мы можем оценить их массу по тому гравитационному притяжению, которое действует со стороны сверхмассивных черных дыр на газ и звезды в центре галактики: чтобы сохранить устойчивое вращение вокруг центра, газ и звезды должны вращаться очень быстро, значительно быстрее, чем если бы черной дыры в центре не было. Измеряя скорости вращения и хаотические скорости звезд и газа вблизи центра галактик, астрофизики убедились, что в центре каждой достаточно крупной галактики «сидит» сверхмассивная черная дыра – она гравитирует, но не излучает. Интересно, что измеренные массы этих черных дыр оказались пропорциональны массе галактики, если галактика эллиптическая, и массе сфероидальной звездной подсистемы, если галактика дисковая: черная дыра по массе составляет 0.1-0.3 % от массы звездного сфероида. Если такую черную дыру хорошо снабжать газом (что, впрочем, само по себе сложная задача, которая выполнима всего в нескольких процентах близких галактик), то она организует вокруг себя компактный аккреционный газовый диск, который является одним из самых эффективных излучающих объектов. Такие черные дыры «видны» как очень яркие источники и оптического, и рентгеновского излучения, и называются они активными ядрами галактик. Самые яркие активные ядра – квазары – светят в 10-100 раз ярче, чем их родительские галактики; на больших красных смещениях собственно видны только они, а чтобы разглядеть вокруг них их галактики, приходится прикладывать дополнительные, очень серьезные усилия. Самые далекие квазары сейчас наблюдаются на красном смещении около 6-7. И вот любопытно – на красном смещении 6-7, всего через полмиллиарда лет после Большого Взрыва, их типичные массы уже достигают миллиардов солнечных масс – таких же, как и рядом с нами. Обычной аккрецией за полмиллиарда лет такую массивную черную дыру вырастить невозможно. Теоретики сейчас предлагают особые, «экзотические» сценарии, которые могли бы помочь росту черных дыр в центрах галактик на заре молодости Вселенной. А уже потом, выращенная центральная черная дыра может регулировать дальнейший рост своей хозяйской галактики, стимулировать или останавливать звездообразование, сжимая и разогревая газ вокруг себя.

Эта статья еще не написана, но вы можете сделать это.