Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
В некоторых случаях покраснение настолько сильное, что приводит к серьезному недооцениванию скорости звездообразования в галактике. Один из способов решить эту проблему – измерить количество инфракрасного света, излучаемого галактикой. При поглощении УФ-фотонов пыль нагревается, – обычно до температуры от нескольких десятков до 100 градусов выше абсолютного нуля (в зависимости от того, где находится пыль относительно звезд). Выглядит холодновато, но на самом деле любой объект, температура которого выше абсолютного нуля (–273 °C), выделяет тепловую энергию. Вы излучаете инфракрасное излучение на длине волны около 10 микрон. Более холодные объекты излучают инфракрасное излучение на более длинных волнах, и наоборот. В случае межзвездной пыли пик тепловыделения составляет около 100 микрон, но с широким разбросом. Чтобы обнаружить процесс звездообразования в регионах, скрытых пылью, можно прибегнуть к поиску контрольного инфракрасного излучения, вызванного в результате нагрева звездным светом затемняющей межзвездной пыли.
Карта Вселенной
Спектроскопия позволяет нам в некотором смысле классифицировать галактики; точно так же – благодаря красному смещению – она помогает нам поместить их в некоторый трехмерный контекст. Но как они на самом деле распределены в космосе? Давайте рассмотрим наш «местный» ландшафт более подробно. Представьте, что мы можем вырезать какую-то часть Вселенной, некий кубик, и детально изучить все его содержимое. Давайте нашим кубиком станет та часть, которая находится в центре Млечного Пути, а длина каждой стороны куба составит 20 Мпк. Это достаточно большой кусок, даже в космологических терминах, и он содержит хорошую выборку локальной части Вселенной. Что же мы найдем в нем? Для упрощения нашей визуализации давайте уменьшим это поле так, чтобы каждая его сторона равнялась метру – кубик станет достаточно маленьким, чтобы поместиться в комнате.
Теперь представьте, что этот кубик пространства находится перед вами как трехмерная модель. В этой уменьшенной модели размер самого Млечного Пути, находящегося прямо в центре кубика, составлял бы всего лишь 1 мм в поперечнике и был бы едва видимым для глаза. Крошечный Млечный Путь окружен своими «компаньонами» – несколькими карликовыми галактиками, Магеллановыми Облаками, а также другими галактиками-спутниками, и все они находятся в этом масштабе в пределах нескольких миллиметров. Расстояние до нашего ближайшего соседа подобного типа – галактики М31 – составляет около 4 см. В радиусе от 10 до 15 см от Млечного Пути находится от 50 до 60 других галактик. Все это называется Местной группой галактик и являет собой наш космологический «задний двор».
На расстоянии около 20 см в направлении созвездия Центавра (если мы представим, что сидим на Млечном Пути и смотрим на созвездие) находится еще одна группа галактик, окружающая большую эллиптическую галактику – Центавр А. Это мощная радиогалактика: при просмотре в радиочасти спектра можно обнаружить два больших «потока» радиоизлучения, идущих от центра галактики и значительно превышающих распределение звезд. Центавр A – еще одно напоминание о том, что нам нужны многоволновые изображения, чтобы получить полную картину. Формирование этих радиопотоков вызвано тем, что лежит в центре галактики – сверхмассивной черной дырой, о которой мы поговорим позже. Группировка галактик вокруг Центавра A называется подгруппой Центавра A. Часто мы видим, что галактики сгруппированы вокруг самых массивных галактик Вселенной, к которым, безусловно, можно отнести и Центавр A.
Еще одно изображение Центавра А, на этот раз включающее субмиллиметровый (оранжевый, отслеживающий холодный газ и пыль) и рентгеновский (синий, отслеживающий очень горячий газ) свет. Теперь мы видим две струи излучения, выходящие из галактики. Центавр A – мощная радиогалактика, одна из ближайших радиогалактик к Млечному Пути, содержит активное ядро, которое отвечает за это излучение. Этот снимок – прекрасный пример того, почему необходимо делать многоволновое изображение галактик: если мы хотим понять их природу, нам нужно охватывать все возможные характеристики излучения
Есть и другие группировки, например М 83, также названная по номеру записи в каталоге Мессье, и большая спиральная галактика в направлении созвездия Гидры, также известная как Южная Вертушка. Эта прекрасная спиральная галактика ориентирована таким образом, что мы можем видеть ее с лицевой стороны (наш Млечный Путь выглядел бы аналогично, если бы мы смотрели на его диск сверху). В нашем кубике М83 находится примерно в 23 см от Млечного Пути. Как и наша Местная группа, М83 также окружена небольшой группой галактик – так называемой подгруппой М83. Многие галактики, как правило, собираются в небольшие скопления, так что нередко мы находим огромные участки космического пространства, в которых отсутствуют или почти отсутствуют галактики и скопления. Такие области называют войдами, то есть пустотами. Также мы находим огромные группировки галактик – скопления или кластеры.
За краем кубика, в 80 см от центра нашей модели, находится огромное собрание из тысяч галактик, упакованных в сферу шириной около 20 см. Ядро этого скопления составляет несколько очень больших, не похожих на Млечный Путь галактик, таких как М31 или М83. Они представляют собой не плоские диски, а выпуклые, симметричные эллиптические галактики, не отличающиеся от Центавра A. Среди них – скопление Девы (оно называется так, потому что при наблюдении с Земли видно, что этот кластер находится в направлении созвездия Девы). Кластеры – это огромные скопления галактик, удерживаемых вместе гравитацией, и самые массивные объекты во Вселенной. По некоторым причинам, которые мы подробнее рассмотрим в следующей главе, свойства галактик в областях высокой плотности, таких как эти скопления, отличаются от свойств в среднем «поле».
Это неполное описание нашего локального объема, но мы и не ставили перед собой задачу дать ему детальную характеристику – оно позволяет лишь представить распределение галактик во Вселенной и его масштабы. Если вернуться к кубику, то можно заметить, что бо́льшая его часть – просто пустое пространство: диаметр нашей Галактики составляет лишь десятую часть процента от размера этого кубика. Другие галактики хоть и имеют различные физические размеры (самые большие – эллиптические), также занимают лишь небольшую часть общего объема пространства. Распределение галактик в пространстве не случайно: они, как правило, объединяются в группы и скопления, и если взглянуть на все галактики, можно обнаружить, что эти группы и кластеры связаны друг с другом «галактическими нитями». Формирование этих структур происходит под воздействием гравитации, а образование и эволюция галактик внутри них, то есть изменение свойств галактик в зависимости от их расположения в крупномасштабной структуре, являются областью активных исследований в принципе и бо́льшей части моих собственных в частности.
Мы довольно неплохо изучили содержимое нашего кубика, и в основном это результат непрекращающихся работ по определению местоположения и свойств галактик во Вселенной. Но наши возможности для наблюдения очень ограничены. С точки зрения космических масштабов мы, люди, эффективно заселяем двумерную мембрану – поверхность Земли (и окружающий ее тонкий слой космического пространства толщиной в несколько сотен километров, а также внеземные орбиты, где удачно расположено несколько спутников). Но в любом случае в основном это всего лишь попытки ознакомиться с содержимым всей Вселенной из одной точки внутри нее. Это делает работу намного сложнее, чем если бы мы могли произвольно смещать наш наблюдательный пункт. Увы, законы физики исключают такую роскошь.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
