Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
Через пару лет мы вернулись к образцу. Мы хотели уточнить, сколько газа содержат галактики, идентифицированные «Спитцером», – предполагаемые предшественники линзовидных. Измерение скорости звездообразования – это хорошо, но важно также иметь представление и о количестве газа, оставшегося в галактиках для дальнейшего звездообразования. Скорость звездообразования – это мгновенное измерение того, что сейчас происходит с галактикой. Но было ли в тех галактических резервуарах достаточно газа, чтобы сформировать звезды в S0? Нам удалось обнаружить окись углерода в образце пяти галактик одного из исследуемых кластеров, чьи инфракрасные свойства мы очень хорошо измерили. Общая масса газа в галактиках, полученная из светимости окиси углерода, была примерно в 10 млрд раз больше массы Солнца. Это не сгоревшее топливо; мы знали, что у галактик уже были довольно большие звездные массы (оптические и ближние инфракрасные данные предполагали массы десятков миллиардов солнечных масс), но газовые наблюдения подтвердили, что для дальнейшего строительства было достаточно сырья, чтобы создать дополнительную звездную массу и соответствовать массе типичной S0.
Сейчас я пытаюсь изучить эти галактики более подробно, чтобы узнать больше об их физике. Одна из основных задач – попытаться получить наблюдения звездообразования и газа с более высоким пространственным разрешением, чтобы выяснить, где в галактиках создается звездная масса. Требуется время на сбор и анализ данных, чтобы понять, происходит ли это в области балджа, как мы ожидаем, или по всему диску? Но одно из самых захватывающих ощущений в работе ученого – чувство, что вы находитесь на пути открытий, что каждый следующий шаг позволяет узнать что-то новое о природе – то, чего никто никогда не знал.
Мы говорили об эволюции галактик и, в частности, о важности ведения инфракрасных и субмиллиметровых наблюдений (прекрасный пример того, почему жизненно важно иметь многоволновое представление о Вселенной). Теперь давайте рассмотрим некоторые методы, которые мы можем использовать, чтобы лучше исследовать галактики в далекой Вселенной.
Гравитационные окна в прошлое
Надеюсь, мне удалось разъяснить тот факт, что астрономы постоянно борются с отношением «сигнал – шум». Свет – это поток, который падает на Землю от самых далеких галактик.
Он крайне мал, поэтому наше представление о далекой Вселенной становится все более неопределенным, так как размеры этого сигнала все больше напоминают шум в измерениях. Легче всего обнаружить и измерить самые яркие системы, такие как квазары и галактики с интенсивным образованием звезд, поэтому ими всегда будут рекордные (по размерам) галактики. Здесь проявляется то, что мы называем эффектом выбора: дело не в том, что эти экстремальные галактики – единственные, просто их легче обнаружить. Обычные галактики, подобные нашему Млечному Пути, трудно найти в далекой Вселенной. К счастью, природа дала нам несколько уловок, которые позволяют «видеть» дальше. В одной из наиболее эффективных и замечательных методик современной внегалактической астрономии используется естественный эффект, называемый гравитационным линзированием.
Одно из предсказаний общей теории относительности Эйнштейна, которая описывает силу тяжести через искривление пространства-времени, состоит в том, что фотон, проходящий вблизи большой массы, будет отклоняться из-за искажения пространства-времени в ее окрестностях. Классическая двумерная иллюстрация этого эффекта – шар для боулинга, помещенный на резиновый лист, где он создает глубокую ямку. Если вы покатите шарик по поверхности этого листа и посмотрите на его движение сверху, то увидите, что траектория шарика будет отклоняться от прямой линии из-за углубления в листе, сделанного шаром для боулинга. То же происходит и со светом, который проходит мимо больших масс, например галактик и скоплений. Этот эффект и называется гравитационным линзированием: подобно лупе, мы можем использовать его для усиления светового потока далеких галактик.
Экспериментально феномен гравитационного линзирования был впервые продемонстрирован в 1919 году героем физики сэром Артуром Эддингтоном вскоре после того, как Эйнштейн опубликовал свою теорию. Во время полного солнечного затмения Эддингтон измерил положение на небе определенной яркой звезды вблизи (в угловом разделении, а не на физическом расстоянии) Солнца. Положение той же звезды, когда она наблюдалась в другой точке года, находясь далеко от Солнца, показало изменение точно в соответствии с тем, что можно было бы ожидать, если бы масса Солнца отклоняла световые лучи, проходящие близко к нему, как это и предсказывала общая теория относительности. И это – одно из самых изысканных астрономических наблюдений всех времен.
Масса Солнца велика для нас, но незначительна в астрономических масштабах (в конце концов, солнечная масса – это наша основная единица описания массы в галактиках, как грамм в мешке с мукой). Но как насчет гравитационного линзирования, вызванного самыми массивными системами во Вселенной – скоплениями галактик? Когда были получены очень глубокие снимки скоплений галактик с большой выдержкой, стало ясно, что некоторые из них, по-видимому, содержат синие дугообразные элементы, окружающие плотное ядро красных эллиптических галактик. Эти голубые дуги физически не входят в состав скопления, но представляют собой очень далекие галактики, оказавшиеся вдоль одной линии обзора со скоплением. Свет, излучаемый этими далекими галактиками, проходил через массивное скопление на пути к нашим телескопам и отклонялся аналогично свету, проходящему через стеклянную линзу.
Галактики – не единичные точки света, поэтому объекты, чья форма схожа с диском, могут на самом деле растягиваться: части галактики изгибаются и отклоняются на разные величины в зависимости от распределения массы в линзе (или в кластере, как в нашем примере). Подобно лупе, гравитационное линзирование усиливает свет далеких галактик, делая их ярче. Линзирование – чисто гравитационный эффект, который зависит от общей массы темной и «нормальной» материи, присутствующей в системе. Поэтому гравитационное линзирование предоставляет нам еще один метод, позволяющий сделать вывод о наличии распределения темной материи в скоплениях и галактиках и исследовать его. Если мы вычтем массу видимых звезд в галактиках и газа между ними, что является немаловажной частью массы скопления, и сравним эти данные с «массой линзирования», то обнаружим избыточность, которая и указывает на присутствие темной материи.
Яркие дуги, видимые вокруг ядер скоплений галактик, – пример того, что называется сильным линзированием, так как эти световые лучи значительно искажены массой скопления. Хотя мы не видим этих ярких дуг с сильными линзами при больших угловых расстояниях от ядер кластеров, фоновые галактики на больших радиусах от центров скоплений все же подвержены влиянию массы переднего плана, хотя и в меньшей степени. Эти небольшие искажения почти незаметны: формы галактик искажены довольно незначительно, а наблюдаемые потоки лишь слегка увеличены. Воздействие эффекта настолько тонко, что его можно увидеть только в статистическом анализе форм и потоков многих галактик. К счастью, галактик так много, что это можно сделать при съемке с глубокими изображениями. Такое явление называется слабым линзированием.
Ознакомительная версия. Доступно 12 страниц из 60
