Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич Страница 19

на спектр: он может ионизировать межзвездный водород в окрестностях мест рождения звезд, формируя области HII, о которых мы говорили в первой главе. Это создает сильные эмиссионные линии в спектре (в основном линии водорода и кислорода в видимой его части), а наличие этих эмиссионных линий – еще один инструмент классификации и калибровки. Кроме того, сила наблюдаемой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования, ведь у нас уже есть отличные данные о количестве ионизирующих фотонов, необходимых для возникновения звезды.

Спектр далекой галактики демонстрирует яркую линию излучения, представляющую ионизированный кислород. Яркость этой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования в этой галактике. Этот спектр был получен с помощью инструмента FORS телескопа VLT

Галактики, которые не образуют новых звезд и содержат очень зрелое, старое звездное население, не дают много линий УФ-света или газовой эмиссии. Бо́льшая часть энергии поступает в более красную и более длинную волну видимой и ближней инфракрасной части спектра. Эти галактики также имеют сильные линии поглощения, образованные металлами, которые накапливались в процессе звездной эволюции в течение всего существования галактики. Заметные линии поглощения в этих галактиках происходят от элементов кальция и магния (в видимой части спектра).

Таким образом, спектры могут быть использованы для изучения внутренних условий и среднего возраста других галактик, а также для их и для классификации по различным типам на основе видимых нам особенностей. Однако в этой работе необходимо быть предельно внимательным. Галактики с активным процессом звездообразования, например, могут не иметь большого количества УФ-излучения или показывать особенно сильные эмиссионные линии. Из этого можно было бы сделать вывод, что уровень звездообразования в них низкий. Загвоздка здесь в том, что некоторые галактики содержат огромное количество межзвездной пыли – частиц кремния и углерода, которые зачастую окружают области звездообразования. Как мы знаем, пыль поглощает УФ– и оптические фотоны и таким образом способствует покраснению спектра, подавляя синий свет, исходящий от новых звезд, и линии эмиссии, которые они производят при облучении молекулярных газовых облаков – так называемых звездных колыбелей. К сожалению, именно вокруг мест образования новых звезд пыль зачастую наиболее плотная – в этом случае мы говорим, что оптическая глубина самая высокая.

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