Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уоллер Уильям
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
10. Возникновение галактик
В любом хаосе есть космос и в любом беспорядке — скрытый порядок.
Карл Юнг. Современный человек в поисках души
Сложности, связанные с формированием галактик, проявляются уже в крошечных флуктуациях, заметных в космическом микроволновом фоне. Если интерпретировать их как избыточную или недостаточную плотность вещества, составляющую всего несколько частей на 100 000, то как эти намеки на структуру могли появиться в гораздо более плотных галактиках, скоплениях галактик и сверхскоплениях, населяющих сегодняшнюю Вселенную? Кроме того, расширение должно было произойти очень стремительно. Изображение небольшой области в созвездии Большой Медведицы, полученное при помощи телескопа «Хаббл», и сверхчеткие снимки, сделанные в дальнейшем, позволили выявить галактики с красным смещением 5 и более — а это значит, что они сформировались по прошествии менее чем миллиарда лет после Большого взрыва. Как столь резкое сгущение вещества могло произойти так быстро?
К сожалению, нам еще только предстоит построить телескопы, мощности которых хватило бы для исследования так называемых Темных веков — эпохи, которая началась спустя 400 000 лет после Большого взрыва и завершилась по прошествии миллиарда лет после него. Снимки, сделанные «Хабблом», позволили нам мельком заглянуть в эту черную бездну и предположить, что первые галактики были относительно маленькими и причудливыми — и безудержно рождали новые звезды. Этот «наблюдательный тупик» слегка разрешится в следующем десятилетии, когда мы задействуем космический телескоп «Джеймс Уэбб» (наблюдающий в ИК-диапазоне), радиоинтерферометр SKA (наблюдающий в радиодиапазоне) и другие передовые телескопы.
Моделируемые сценарии
За последнее десятилетие команды астрофизиков, создающие численные модели, добились огромных успехов. Используя самые мощные суперкомпьютеры, многочисленные группы ученых воображали самые разные сценарии, пытаясь понять, как из расширяющегося и остывающего «бульона» темной материи и атомов возникли галактики (рис. 10.1). Как правило, эти сценарии начинаются с темной материи, поскольку под воздействием притяжения она могла начать сливаться в единое целое еще до эпохи рекомбинации. В то время обычное вещество по-прежнему пребывало в состоянии ионизированной плазмы, и поэтому стремительные потоки фотонов, продолжавшие с ней взаимодействовать, не давали ему застыть. Напротив, темная материя, не испытывавшая никаких влияний, могла пойти своим путем и гравитационно откликаться на любые первичные флуктуации, которые в это время распространялись по космосу. Предполагаемое сгущение темной материи в огромные кластеры и нити могло бы подготовить декорации для появления космической паутины, а также для формирования галактик внутри ее прядей и узлов.
Рис. 10.1. Графическое представление эволюционирующей Вселенной, включая Темные века, эпоху формирования галактик, реионизацию и последующие преобразования в текущую эпоху. (Материалы любезно предоставлены NASA.)
Как только Вселенная остыла настолько, что электроны смогли воссоединиться (рекомбинировать) с ионами и тем самым сформировать нейтральные атомы, фотоны утратили способность взаимодействовать с обычным веществом. Атомы водорода, гелия и других легких изотопов, получив свободу, устремились к центрам притяжения, впервые установленным темной материей. Еще в конце XX века теоретики говорили о том, что после рекомбинации плотность окружающей среды и температура Вселенной должны были оказаться наиболее благоприятными для возникновения относительно небольших сгустков протяженностью в несколько сотен световых лет и массой около миллиона масс Солнца. Будь эти сгустки хоть немного меньше, их собственной гравитации уже не хватило бы для противодействия всепроникающему давлению газа; а также, что значительно важнее, уменьшились бы шансы при помощи тяготения отделить столь огромное облако от расширяющейся среды.
Численное моделирование, основанное на представлении разных сочетаний холодной темной материи, обычной материи и темной энергии (модель Лямбда-CDM [ΛCDM]), предоставило нам впечатляюще подробную картину зарождения космической паутины, а также галактик и галактических скоплений, сгустившихся в ней. Ни один отдельно взятый код не в состоянии охватить невероятный динамический диапазон пространственных масштабов и ассоциируемых с ними структур, поэтому большинство моделей специализируются на определенной области. В совокупности они показали, что первые галактики, по всей вероятности, походили не на диски и сфероиды, известные нам сегодня, а скорее на маринованные корнишоны. Может быть, именно их мы и видим на снимках «Хаббла» и в других глубоких обзорах неба. Кроме того, благодаря моделям мы узнали, что спиральные галактики по завершении своего формирования оказываются более упругими, чем ожидалось. Возможно, предстоящее столкновение Млечного Пути с галактикой Андромеды, до которого еще примерно 4 млрд лет, не будет таким катастрофическим, как полагали прежде.
И самое главное, численное моделирование выявило в галактиках сильную чувствительность к энергетической «обратной связи» от новорожденных звезд. В частности, самые массивные звезды производят интенсивное ультрафиолетовое излучение, порождают сильные ветры и, наконец, вызывают вспышки сверхновых, которые приводят к возмущениям в гравитирующих скоплениях темной и обычной материи. Возможно, этот сильный звездный «отклик» помогает замедлять формирование звезд, одновременно уменьшая общее число скоплений. И в то время как расчеты, связанные с образованием галактик в стандартной модели ΛCDM, предсказывают появление огромного роя «карликов» вокруг гигантской галактики, подобной Млечному Пути, добавление звездной «обратной связи», по всей видимости, устраняет эту проблему.
Реионизация космоса
Численные модели формирования галактик в окончательном итоге завершаются появлением «звездных кузниц». Однако до того, как в звездах начали создаваться элементы тяжелее гелия, самим звездам было очень сложно появиться в том виде, в каком они сегодня известны нам. При температурах в несколько сотен кельвинов атомы водорода и гелия излучают очень слабо и не могут избавиться от гравитационной энергии, унаследованной после коллапса родительских облаков, а значит, ни о каком дальнейшем охлаждении не может идти и речи. Учитывая такое положение дел, астрофизики предположили, что первые звезды в силу необходимости обладали невероятной массой и светимостью. Только очень массивное родительское облако могло бы иметь тяготение, способное противодействовать высоким температурам и давлениям, которые поддерживались бы в уплотняющемся водородно-гелиевом облаке.
Эти звезды первого поколения, обладавшие расчетными массами в несколько сотен солнечных масс и светимостью в ультрафиолетовом диапазоне, эквивалентной светимости многих миллионов солнц, должны были бы ионизировать весь окружающий газ в галактиках-хозяйках и, более того, по всей вероятности, сделали бы то же самое с любым разреженным межгалактическим газом. Астрофизики назвали этот переломный момент эпохой реионизации, а астрономы стали искать ее подтверждения. На сегодняшний день они увидели, что спектры квазаров, аберрационное время которых старше этой эпохи, вырождаются из-за поглощения промежуточных нейтральных атомов водорода и гелия, в то время как при меньшем аберрационном времени свидетельств такого вырождения в спектрах квазаров нет. Это связано с тем, что в последнем случае свет мог бы проходить через повторно ионизированные водород и гелий без какого-либо дальнейшего поглощения. В 2015 году астрономы заявили, что им удалось обнаружить настоящие звезды первого поколения в молодой галактике COSMOS Redshift 7. Эта необычно яркая галактика наблюдалась в аберрационном времени, составляющем примерно 13 млрд лет, когда она излучала в основном в ультрафиолетовом диапазоне. Более того, нам не удалось выявить никаких намеков на выбросы или поглощение элементов тяжелее гелия, и это согласуется с представлением о том, что в первом поколении звездное население было не очень большим.
