Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

Это изображение представляет собой очень детализированную радугу – спектр нашего Солнца, где солнечный свет рассеивается на составляющие его частоты, которые мы воспринимаем как цвета. Самые короткие длины волн (и самые высокие частоты) находятся внизу (синие), и с каждым рядом длины волн увеличиваются (а частоты уменьшаются). Вертикальные темные линии – линии Фраунгофера – указывают на поглощение света различными элементами, присутствующими в атмосфере Солнца. Спектр говорит нам, сколько энергии излучается на каждой длине волны – в случае Солнца бо́льшая часть энергии излучается в УФ-части электромагнитного спектра, а пик находится около зеленой/желтой метки. Поэтому спектры можно использовать для получения данных о физике и составе Солнца. Этот метод применим ко всем галактикам, где виден объединенный свет миллиардов солнц. Спектры галактик также могут показывать эмиссионные линии, например излучение ионизованного водорода в местах звездообразования (областях HII). Поскольку мощность этих линий пропорциональна количеству молодых массивных звезд, способных ионизировать водород, мы можем использовать спектры и для измерения скоростей звездообразования галактик, а также других физических свойств. Спектроскопия – один из самых мощных инструментов в астрономии

Перед вами довольно необычный вид галактик. Это изображение показывает спектры нескольких далеких галактик, за которыми мы наблюдаем при помощи многообъектного спектрографа VIMOS. Спектроскопия рассеивает свет в соответствии с частотой подобно радуге, что позволяет нам детально исследовать выбросы галактик и изучать информацию об их движении и химическом составе. Каждая вертикальная полоса – это спектр одной галактики, а яркие горизонтальные линии – характеристики излучения в нашей атмосфере. Более слабые вертикальные линии, видимые в некоторых полосах, – излучения самих галактик

Точная природа и механизм начального расширения в первые несколько мгновений существования Вселенной и ее продолжающегося расширения сегодня относятся к области того, что можно было бы назвать космологическими вопросами, на которых мы не собираемся слишком сильно фокусироваться. Нас интересуют непосредственно галактики, охваченные этим космическим потоком, и то, как они формировались и развивались во Вселенной, возникшей в жарких условиях Большого взрыва.

Вернемся к спектрам. Умение измерять спектры галактик – неотъемлемая часть нашего набора инструментов. Красное смещение можно использовать для отображения распределения галактик в своего рода трехмерном контексте, так как мы знаем, что галактики с большими красными смещениями находятся дальше. Но спектры имеют и другое применение: они содержат важную информацию о внутреннем содержании, химии и движущих силах далеких галактик.

Спектр Солнца (см. изображение на с. 86) сложен: его детальная форма в основном содержит информацию о химии звезды и о том, сколько энергии она излучает. Мы можем достаточно хорошо измерить спектр Солнца, потому что оно очень яркое. Но Солнце – это только одна звезда. Когда мы берем спектр всей галактики, то измеряем суперпозицию света от миллиардов звезд разного возраста, массы и металличности. Кроме того, мы также получаем все межзвездное вещество – газ и пыль между звездами. Если бы все звезды были той же массы и возраста, что и Солнце, а межзвездного вещества не было, спектр далекой галактики был бы почти той же формы, что и спектр Солнца. Но в галактиках есть целый ряд типов звезд, и не все они похожи на Солнце. Это приводит к различиям в форме спектрального континуума от галактики к галактике, которые мы можем использовать для классификации галактик разных типов.

Галактики, которые активно формируют множество новых звезд, производят большое количество излучения в УФ– и синей частях спектра, потому что это свет очень массивных, но недолговечных звезд. Другими словами, если мы видим галактику с большим УФ-излучением, то сразу понимаем, что она должна содержать много молодых, обычно очень массивных звезд, и поэтому здесь должны активно формироваться новые светила, так как массивные звезды живут не очень долго – всего лишь миллионы лет. Поэтому УФ-светимость можно откалибровать по скорости звездообразования. УФ-свет, производимый этими новыми звездами, оказывает другое влияние на спектр: он может ионизировать межзвездный водород в окрестностях мест рождения звезд, формируя области HII, о которых мы говорили в первой главе. Это создает сильные эмиссионные линии в спектре (в основном линии водорода и кислорода в видимой его части), а наличие этих эмиссионных линий – еще один инструмент классификации и калибровки. Кроме того, сила наблюдаемой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования, ведь у нас уже есть отличные данные о количестве ионизирующих фотонов, необходимых для возникновения звезды.

Спектр далекой галактики демонстрирует яркую линию излучения, представляющую ионизированный кислород. Яркость этой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования в этой галактике. Этот спектр был получен с помощью инструмента FORS телескопа VLT

Галактики, которые не образуют новых звезд и содержат очень зрелое, старое звездное население, не дают много линий УФ-света или газовой эмиссии. Бо́льшая часть энергии поступает в более красную и более длинную волну видимой и ближней инфракрасной части спектра. Эти галактики также имеют сильные линии поглощения, образованные металлами, которые накапливались в процессе звездной эволюции в течение всего существования галактики. Заметные линии поглощения в этих галактиках происходят от элементов кальция и магния (в видимой части спектра).

Таким образом, спектры могут быть использованы для изучения внутренних условий и среднего возраста других галактик, а также для их и для классификации по различным типам на основе видимых нам особенностей. Однако в этой работе необходимо быть предельно внимательным. Галактики с активным процессом звездообразования, например, могут не иметь большого количества УФ-излучения или показывать особенно сильные эмиссионные линии. Из этого можно было бы сделать вывод, что уровень звездообразования в них низкий. Загвоздка здесь в том, что некоторые галактики содержат огромное количество межзвездной пыли – частиц кремния и углерода, которые зачастую окружают области звездообразования. Как мы знаем, пыль поглощает УФ– и оптические фотоны и таким образом способствует покраснению спектра, подавляя синий свет, исходящий от новых звезд, и линии эмиссии, которые они производят при облучении молекулярных газовых облаков – так называемых звездных колыбелей. К сожалению, именно вокруг мест образования новых звезд пыль зачастую наиболее плотная – в этом случае мы говорим, что оптическая глубина самая высокая.