Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

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 в очень далекой Вселенной.

Сверхновые – это явление, в ходе которого происходит бурная гибель определенных массивных звезд (не все звезды могут стать сверхновыми; для этого их масса должна быть выше определенного порога). Есть два основных типа сверхновых, но интересующий нас здесь вид называется типом Ia. Сверхновые типа Ia появляются, когда одна из звезд в двойной системе (где две звезды вращаются по орбитам вокруг общего центра масс) приходит к концу своей эволюции и коллапсирует до состояния компактного объекта, называемого белым карликом. Этот коллапс происходит, когда термоядерные реакции в ядре больше не могут защищать от воздействия гравитации, которая всегда стремится отправить звезду в небытие. Все, что удерживает белого карлика от полного коллапса, – это своего рода давление, которое возникает из-за квантовых эффектов между электронами в сверхплотной материи – остатках звезд. Так происходит в результате действия принципа исключения Паули, который гласит, что два фермиона (а электрон является фермионом) не могут иметь одно и то же квантовое состояние. Тем не менее новый материал может накапливаться на белом карлике от соседней звезды-компаньона, увеличивая давление в ядре остатка звезды до критического предела. После того как на белого карлика аккрецировалось достаточно новой массы, давление и температура увеличиваются до тех пор, пока не достигают порогового значения, когда ядра углерода и кислорода в белом карлике внезапно срастаются. Это вызывает взрывную реакцию, разрушающую звезду. При этих взрывах выделяется достаточно энергии, чтобы на короткое время затмить остальные объекты галактики: поэтому сверхновые видны на огромных космологических расстояниях.

Все, что нужно для обнаружения сверхновой, – это сделать снимок неба, подождать немного, скажем неделю, а затем сделать еще одно изображение того же самого участка – чем больше будет изображение, тем лучше, потому что так оно будет захватывать больше галактик. Обычно два изображения, следующих друг за другом, выглядят одинаково, потому что галактики не сдвинулись с места и вообще картина их местоположения на небе никак не изменилась. Единственное отличие составляют условия наблюдений: так, например, одна ночь может быть немного пасмурнее другой или на изображении оставили след блики солнечного света, блеснувшие со спутника, или огни самолета, – то есть такие эффекты, которые легко обнаруживаются и удаляются. Но время от времени что-то будет выглядеть по-другому: в галактике или рядом с ней вдруг возникнет яркое пятно, которого раньше не было, – это классический признак вспышки сверхновой. Так, пока я пишу эту книгу, в галактике М95 недавно вспыхнула сверхновая, и все астрономы – как профессионалы, так и любители – лихорадочно разворачивают свои телескопы, чтобы следить за ней. Когда сверхновая взрывается в известной галактике, такой как М95, это очень заметно, но о подавляющем большинстве других галактик такого не скажешь.

Как только сверхновая взрывается, она мгновенно вспыхивает до максимума, а затем тускнеет в течение нескольких дней и недель. Этот процесс называется кривой блеска сверхновой. Затухающий свет в сверхновой типа Ia вызывается в первую очередь радиоактивным распадом никеля с периодом полураспада около недели (это значит, что за неделю около половины никеля распадается в другие изотопы), а после – распадом кобальта, который отличается более длительным периодом полураспада – около одиннадцати недель. Таким образом, затухающий свет сверхновой виден достаточно долго и, следовательно, его можно отследить. Однако крайне важно поймать сверхновую как можно ближе к пику ее сияния, а затем проводить наблюдения за ней через регулярные интервалы, чтобы правильно измерить процесс затухания и получить хорошее измерение формы кривой блеска. Кроме того, сверхновые – довольно редкие события в обычных галактиках, по крайней мере в человеческом масштабе времени, – в среднем около одного взрыва в столетие на галактику. Лучший шанс поймать сверхновую – наблюдать за большим количеством галактик: например, если вы проводите наблюдение за 100 галактик, то можете обнаруживать в среднем одну сверхновую в год. Отслеживайте миллион галактик – и вы сможете поймать около 30 сверхновых в день, если правильно примените ваши алгоритмы слежения и обнаружения: миллион галактик – это слишком много, чтобы их можно было проверить на глаз: здесь нужна работа компьютера. Опять же, не лишними будут обзоры, которые могут совершать очень большие телескопы.