Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
По сути, квазары – это просто галактики, но их отличие от типичной галактики, такой как Млечный Путь, заключается в количестве энергии, излучаемой их ядром или ядерной областью. Свет, излучаемый ядром квазара, настолько велик, что затмевает остальную часть галактики. И этот свет настолько сконцентрирован и интенсивен, что квазары выглядят как отдельные точки неразделенного света (мы часто не можем различить пространственно расширенные объекты в галактике), или как звезды; отсюда и их название – «квазизвездные объекты». Что запускает эту силу? Квазары содержат в своих центрах растущую сверхмассивную черную дыру, называющуюся так потому, что она намного массивнее черных дыр, которые могут образоваться в конце жизни некоторых массивных звезд. Сверхмассивные черные дыры могут быть в миллионы раз массивнее нашего Солнца. Хотя они, вероятно, начинали свою историю с гораздо меньших размеров (возможно, сливаясь с центральными черными дырами в других галактиках), со временем эти черные дыры увеличиваются внутри галактики, поглощая материю, в основном межзвездный газ и пыль. Именно это наращивание материала и является источником энергии квазаров. Поскольку черная дыра накапливает газ и пыль, вокруг нее возникает плотный и очень компактный аккреционный диск. Из-за огромных гравитационных и динамических сил этот диск становится настолько горячим, что ярко светится рентгеновским, ультрафиолетовым и видимым светом.
Другое название этого региона в квазаре – активное галактическое ядро (англ. Active Galactic Nucleus, AGN). Иногда астрономы называют галактики AGN, даже если они не классифицируются как полноценные квазары, потому что ядерная эмиссия доминирует над галактикой в целом. На самом деле, большинство галактик содержит сверхмассивную черную дыру в своем сердце, в том числе и наш Млечный Путь. Наблюдения, которые в течение нескольких лет проводились с помощью телескопа телескопа VLT, в основном отслеживали орбиты звезд вокруг центральной черной дыры Млечного Пути (на небе ее можно расположить в направлении созвездия Стрельца). Хотя сама дыра и ее окрестности не видны, формы орбит этих звезд предполагают наличие массивного темного объекта.
Черная дыра нашего Млечного Пути на самом деле не активна: она не поглощает материю с высокой скоростью и не высвобождает огромное количество энергии. Иногда что-то может попасть в нее: в то время, когда я писал эти строки, как раз велись наблюдения за газовым облаком, которое было на пути к поглощению черной дырой, в момент которого должен произойти краткий выброс энергии по мере погружения газа в дыру. Телескопы подготовлены к этой уникальной возможности наблюдения за аккрецией (падением) газа на сверхмассивную черную дыру в ближнем космосе. В AGN и квазарах такая аккреция происходит постоянно, и понимание физики этого процесса и того, как он вписывается в глобальную схему эволюции галактики, – ключевая область современных исследований. Хотя квазары ярко видны вполосах видимого света, астрономы также ищут активно растущие черные дыры в галактиках с помощью рентгеновских телескопов. Рентгеновские наблюдения проводятся только из космоса, поскольку эти высокоэнергетические фотоны не могут пройти через нашу атмосферу. Двумя важными рентгеновскими обсерваториями последних лет были космические обсерватории XMM-Newton (от англ. X-ray Multi-Mirror Mission – «Рентгеновская многозеркальная миссия», названная в честь Ньютона) и «Чандра» – в честь индийско-американского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара, который внес важный вклад в развитие астрономии XX века. Эти телескопы делают снимки Вселенной в высоком энергетическом разрешении и дают нам ключ к пониманию самых экстремальных астрофизических явлений в галактиках.
Интенсивно-активные ядра квазаров и AGN – обильные источники рентгеновского излучения, где уровень рентгеновской светимости напрямую связан с аккрецией центральной черной дыры. Таким образом, исследования, проводимые с помощью таких телескопов, как XMM-Newton и «Чандра», позволяют найти и классифицировать эти системы (хотя часто в данной системе обнаруживается лишь несколько рентгеновских фотонов). Однако, как и в случае с оптическим светом, AGN часто окутан густой пылью, которая может скрыть рентгеновское излучение. К счастью, аналогично идентификации закрытых пылью звездообразующих галактик в инфракрасном диапазоне, мы можем распознавать изобилующие пылью AGN, где экран пыли нагревается энергией, испускаемой горячим аккреционным диском, излучая благодаря этому различимое инфракрасное свечение. На данный момент SDSS получил спектры для сотен тысяч квазаров, ставшие одними из основных индикаторов распределения галактик в самых дальних уголках Вселенной.
Проблема расстояния
В составлении карты Вселенной с помощью красных смещений есть один подвох, поскольку наблюдаемые красные смещения – не совсем то же самое, что истинные расстояния. Закон Хаббла говорит, что существует корреляция между красным смещением и расстоянием: объекты с более высокими красными смещениями находятся дальше. Это означает, что если у нас нет прямой привязки к фактическому расстоянию, красное смещение обеспечивает легко измеримую замену. Но галактики не просто движутся с обширным «потоком Хаббла» Вселенной – они также находятся в движении из-за неослабевающего гравитационного притяжения других галактик и вещества во Вселенной. Таким образом, в дополнение к их относительному движению от нас из-за космологического расширения на их движение влияет дополнительный фактор, вызванный локальными гравитационными эффектами. Это явление называется пекулярной скоростью.
Величина пекулярной скорости галактики зависит от распределения вещества вокруг нее. Например, галактики в больших скоплениях имеют очень большие пекулярные скорости – около 1000 км/с, – потому что находятся внутри или вблизи очень большой массовой концентрации, которая формирует гравитационный «потенциал», способный разогнать их до более высокой по сравнению с другими галактиками в скоплении скорости. Галактика на краю скопления похожа на шар для боулинга на вершине крутого холма: отпустите ее – и она разгонится до самой низкой точки потенциальной «ямы». Если у этого шара будет достаточно энергии, он начнет взбираться на следующий холм и т. д. Это – неплохая аналогия для галактики на радиальной орбите вокруг ядра скопления. Галактики в скоплениях делают это все время, двигаясь, словно пчелиный рой, потому что они вращаются вокруг общего центра масс. В совокупности распределение относительных скоростей галактик в скоплении может быть использовано для оценки общей массы (в том числе темной) скопления, поскольку диапазон скоростей связан с массой, заключенной в системе. На практике же вместо измерения скоростей всех скоплений галактик относительно Млечного Пути мы сравниваем их скорости со средним красным смещением всех галактик в скоплении. Когда мы строим распределение дельта-V для всех галактик в скоплении, мы получаем классическую колоколообразную, или гауссову, кривую. Характерная ширина этого распределения называется дисперсией скорости. Если мы знаем размер кластера, который имеет порядок от одного до нескольких мегапарсек в диаметре, то можем оценить общую массу кластера.
Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» была запущена на орбиту при помощи космического шаттла «Колумбия». «Чандра» – одна из ключевых спутниковых обсерваторий последних лет, открывшая окно с видом на самые бурные процессы во Вселенной, в частности на рентгеновское излучение, связанное с растущими черными дырами в далеких галактиках
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
