Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

На фотографии – плотное скопление галактик Abell 1689. Кластеры являются одними из самых массивных гравитационно связанных структур во Вселенной, и среди галактик в ядрах скоплений, подобных этому, преобладает эллиптический тип – массивные старые галактики с небольшим образованием звезд. Галактики, сформировавшиеся на ранних этапах истории Вселенной, появились, когда самые большие флуктуации плотности в исходном поле материи превратились в массивные структуры, похожие на эту. Abell 1689 прекрасно раскрывает сигнатуру гравитационного искажения пространства-времени, предсказанного общей теорией относительности Эйнштейна: вокруг ядра скопления можно увидеть гравитационные дуги – изображения более отдаленных галактик вдоль линии обзора, свет которых был согнут и искажен промежуточной материей. Мало того, что гравитационное линзирование может быть использовано для очень подробного изучения очень далеких галактик (поскольку они увеличены) – картина искажений еще может быть использована и для восстановления общей массы скопления, предоставляя доказательства существования такого компонента, как темная материя

Длинная оранжево-голубая полоса на этом изображении скопления галактик Abell 370 – искаженное изображение далекой галактики, которая гравитационно линзируется массивным скоплением на переднем плане (другие линзовые объекты также рассматриваются как линейные объекты вокруг ярких эллиптических галактик). Форма линзированного изображения определяется распределением вещества в кластере – как «нормальной», так и темной материи. Увеличение яркости и растяжение изображения далекой галактики скоплением на переднем плане позволяют нам исследовать свойства этой галактики гораздо более детально, чем это было бы возможно без эффекта линзирования

Мы можем использовать сильное линзирование для более детального изучения далеких галактик, чем это возможно в других случаях, используя увеличение их наблюдаемого потока, и поэтому нам легче его обнаружить, повысив отношение «сигнал – шум» в наблюдениях вроде спектроскопии. Эффект искажения линзы также растягивает видимый размер далеких галактик, что позволяет нам видеть объекты в меньшем физическом масштабе по сравнению с их аналогами, незатронутыми этим эффектом. Поэтому гравитационное линзирование так ценно для подробного изучения очень далеких галактик и особенно успешно, когда расстояние до линзируемой галактики примерно вдвое больше, чем расстояние от нас до самой линзы.

И все же в использовании линз для изучения далеких галактик есть несколько подвохов. Во-первых, мы не можем перемещать скопления галактик, поэтому вынуждены ограничиваться наблюдениями относительно небольшого числа отдаленных галактик, выровненных, к счастью, вдоль линии обзора. Кластеры довольно редки, и не все из них действуют как системы с сильным линзированием. Таким образом, размер нашей выборки линзируемых галактик невелик по сравнению с бесчисленным количеством галактик в незанятом поле. Во-вторых, хотя увеличение и искажение изображений этих галактик помогают нам, они также несколько усложняют анализ, поскольку мы должны создавать реконструкцию того, как эти галактики действительно выглядят в «плоскости источника» – то есть как бы они выглядели, если бы скопления не было. Мы можем сделать это путем построения моделей линз, которые пытаются имитировать распределение массы в линзе, используя формы и ориентации всех искаженных изображений различных галактик вокруг данного кластера с сильным линзированием (одна галактика может быть линзирована в несколько изображений, также может быть несколько независимых галактик, линзированных скоплением). Для всего этого нужны изображения с очень высоким разрешением, и космический телескоп «Хаббл» был ключевым инструментом, делающим этот анализ возможным и предоставляющим четкое изображение, необходимое для обнаружения линз галактик, а также для моделирования линз.

По существу, скопления галактик можно рассматривать как гигантские телескопы с «зеркалами» в сотни тысяч парсек.

Удивительно, но сама структура Вселенной дает нам преимущество, когда дело доходит до изучения галактик внутри нее.

Однако только линзы могут увести нас так далеко. Святой Грааль, или даже последний рубеж, исследований эволюции галактик – это взгляд в прошлое Вселенной, во времена, когда галактики только возникали. Эту эпоху называют реионизацией.

Генезис галактик

Представьте, что вы пролили кофе на мощеный пол. Попадая на вершину булыжника, жидкость быстро стекает в промежутки между камнями и накапливается в углах и ямах. На вершине камня капля кофе обладает некоторой потенциальной гравитационной энергией, но, стекая, она может потерять ее. Потенциальная гравитационная энергия превращается в кинетическую, когда капля стекает по краю булыжника, и эта кинетическая энергия рассеивается, как только капля оседает в самых низких точках, расплескиваясь между камнями. Отправной точкой формирования галактики можно считать изначальный газ, оседающий между «булыжниками» ранней Вселенной.

После образования Вселенной во время Большого взрыва, как мы видим сегодня, крупномасштабной структуры еще не было: тогда маленький космический объем был заполнен горячей плазмой «нормальной» материи, смешанной с морем темной. Эта «нормальная» материя представляет собой основной материал, необходимый для формирования всего, что мы видим вокруг нас сегодня, включая протоны, нейтроны и электроны. Темная материя служит своего рода каркасом, к которому может приклеиться «нормальная» материя, поскольку гравитация усиливает небольшие недостатки в распределении плотности. После того как прошло достаточно времени и Вселенная достаточно остыла во время своего расширения, электроны смогли соединиться с ядрами простых элементов – главным образом, водорода и гелия (и некоторого количества дейтерия и лития). Этот этап называется эпохой рекомбинации и представляет собой время, когда материя во Вселенной перешла от состояния ионизированной (со свободными электронами) к нейтральному (с электронами, связанными с атомами электромагнитной силой). Сцена для будущего формирования галактик была готова.

Пока это происходило, небольшие флуктуации плотности в распределении вещества начали привлекать больше материала – как темной, так и «нормальной» материи. Это и был момент начала формирования галактик: нейтральный газ стал перетекать в избыточные плотности, растущие в области материи. Там, где газ объединился с первыми гало темной материи, образовались протогалактики. После прохождения критической точки, когда плотность газа стала достаточно большой, чтобы запустить ядерный синтез в первичном (безметалловом) газе, протогалактики начали формировать звезды. Как только это произошло, первые звезды залили окружающее пространство фотонами, освещающими окружающий нейтральный газ. Некоторые из этих фотонов (ультрафиолетовые) были достаточно энергичны, чтобы удалять электроны из атомов нейтрального водорода, реионизируя их. Считается, что рост сверхмассивных черных дыр, которые начали образовываться вскоре после появления первого звездного поколения, также способствует прогрессии ре-ионизации, поскольку они излучают энергию при аккреции вещества. Вы можете воспринимать этот процесс как эпидемию чумы: пузырьки ионизированного газа раздуваются вокруг ярких молодых галактик, пронизывая почти все пространство. Вот почему эра называется эпохой реионизации: Вселенная через нейтральную фазу вышла из начального состояния полной ионизации, а затем снова была ионизирована при запуске первых галактик.