Эволюция галактик
Эдвин Хаббл вкратце изложил концепцию перехода галактик от типа к типу, расположив спиральные и эллиптические галактики на одной диаграмме, но до сих пор неясно, как именно это происходит. Астрономы описали различные типы галактик и нанесли на карту миллионы их по всей Вселенной. В наши дни ученые запускают масштабные компьютерные симуляции, чтобы понять, как формируются галактики и как их характеристики зависят от базовых составляющих Вселенной.
Стартовая точка для понимания эволюции галактик — реликтовое излучение, первый доступный нам снимок Вселенной-младенца. Усеивающие его горячие и холодные точки — карта колебаний плотности материи через 400 000 лет после Большого взрыва, возникших от крошечных аномалий развития Вселенной. Эти семена проросли благодаря гравитации. Скопления газообразного водорода стянулись друг к другу и образовали первые звезды и галактики.
Следующий доступный нам снимок Вселенной — в сильном красном смещении. Свету, чтобы дойти до нас, требуется много времени, поэтому галактики в красном смещении видны нам такими, какими они были миллиарды лет назад. Астрономы, находя все более удаленные объекты, могут буквально смотреть в прошлое. Самые далекие галактики и квазары, обнаруженные на данный момент, видны нам такими, какими они были около 13 миллиардов лет назад. Поэтому нам известно, что галактики уже существовали всего через миллиард лет после Большого взрыва (возраст Вселенной — 13,7 миллиарда лет). Это означает, что галактики формировались очень быстро — даже быстрее, чем жизненный цикл звезды вроде Солнца, составляющий миллиард лет. Когда речь заходит о формировании галактик, перед астрономами встает вопрос курицы и яйца: появились ли первыми звезды, которые затем сплелись в галактики? Или сначала образовались клубы газа размером с галактики, которые рассыпались в мириады звезд? Эти сценарии называются, соответственно, формированием галактик «снизу вверх» и «сверху вниз». Чтобы разобраться в них, нам нужно заглянуть еще дальше в прошлое и найти примеры еще формирующихся галактик. Эту эпоху Вселенной трудно увидеть, потому что она окутана туманом, — ее называют «темными веками».
«Небо и Земля — долговечны. Небо и Земля долговечны потому, что существуют не для себя. Вот почему они могут быть долговечными» Лао Цзы
Реионизация
Когда высвободились фотоны реликтового излучения, Вселенная из электрически заряженной и мутной (электроны и протоны свободно летали и рассеивали фотоны) стала нейтральной и прозрачной. Атомы сформировались, когда Вселенная охладилась настолько, чтобы электроны и протоны могли наконец соединиться и породить море нейтрального водорода с небольшой примесью легких элементов. Но Вселенная, которую мы видим сегодня, почти полностью ионизирована. В межгалактическом пространстве полно заряженных частиц, а водород остался лишь в галактиках и редких облаках.
Что случилось с водородом? Он ионизировался и рассеялся, когда включились первые звезды — в период, называемый эпохой реионизации. Разобраться, существовали те звезды по отдельности или уже собрались в галактики, удалось бы, если наблюдать фазы этой ионизации. Но изучение темных веков Вселенной не так просто. Во-первых, мы знаем очень мало объектов с таким сильным красным смещением. Самые далекие галактики очень бледны и красны, искать их — как откапывать иголку в стоге сена. Даже обнаружив очень красный объект, цвета которого указывают на то, что это сильное красное смещение, установить расстояние до него — задача не из легких. Характеристические яркие линии водорода смещаются в красный дальше видимого диапазона, в инфракрасную зону, и там их труднее обнаружить. Более того, ультрафиолетовый свет, который мы наблюдаем смещенным в видимый диапазон, поглощается практически полностью, если перед источником много водорода. Несмотря на это, астрономы считают, что, возможно, видели несколько квазаров на грани эпохи реионизации, когда поглощение было неравномерным.
Астрономы надеются, что в текущем десятилетии им удастся найти больше объектов из темных веков. Газообразный водород также поглощает радиоволны на характерных длинах волн: ключевая длина волны для спектральной линии — 21 см, затем из-за красного смещения она делается длиннее, соответственно расстоянию до объекта. Ожидается сооружение нового радиотелескопа, которому, вероятно, удастся открыть новую панораму далекой Вселенной на низких частотах. Крупный международный проект «Квадратная километровая решетка» будет состоять из множества небольших радиоантенн на площади в один квадратный километр. Так можно добиться беспрецедентной чувствительности и достаточной мощности, чтобы разглядеть структуры из нейтрального газообразного водорода в далекой Вселенной и, следовательно, обнаружить первые галактики.
Обзоры
Благодаря характерным красным цветам были обнаружены сотни далеких галактик. Некоторые их типы заметны больше других — эллиптические и богатые водородом галактики испускают относительно слабый голубой и ультрафиолетовый свет, что вызывает скачок яркости, если снимать их через серию фильтров близких цветов. Галактики с явно выраженными обрывами (в силу поглощения водородом) называются галактиками лаймановского обрыва. Огромные обзоры галактик, подобные Слоуновскому цифровому, описывают большую часть близлежащей Вселенной на более низких красных смещениях. Таким образом, имеется довольно неплохое представление о недавней половине Вселенной, более отрывочные знания периода высоких красных смещений, провал в знаниях о темных веках — и затем снимок молодой Вселенной в космическом микроволновом фоне. Исходя из этой информации астрономы пытаются восстановить историю формирования галактик и других структур подобного масштаба. Силами суперкомпьютеров строят обширные симуляции роста галактик из первых стягивающихся друг к другу зародышей. Исходные компоненты — газ и различные виды темной материи, ограничение — изначальные колебания плотности, обнаруженные в реликтовом излучении, и наблюдаемые скопления галактик поблизости.
Иерархические модели
Предпочитаемая на сегодняшний день модель предполагает, что первыми сформировались маленькие галактики, а затем они сталкивались и сливались, образуя большие. Это так называемая иерархическая модель. У каждой галактики есть генеалогическое древо из меньших галактик, которые в нее занесло. Столкновения галактик могут быть бурными, и они запросто способны разрушить галактику и изменить ее характеристики. Две спиральные галактики могут врезаться друг в друга, а из получившегося месива возникнет эллиптическая галактика. Позднее такая галактика может отобрать диск у богатого газом соседа. Галактики многих типов, вероятно, возникают в соответствии с простыми правилами. В среднем, однако, в этой модели размеры галактик увеличиваются.
Галактики состоят не только из звезд и газа — в них есть и темная материя, распределенная в сферическом гало. Природа темной материи влияет на то, как галактики сталкиваются и скапливаются. Судя по симуляциям, для возникновения наблюдаемых ныне галактик у темной материи не должно быть слишком много энергии: медленная «холодная» темная материя предпочтительнее быстрой «горячей», которая удерживала бы галактики от сближения. Еще один компонент, темная энергия, — сила, которая на больших масштабах противодействует тяготению. Лучшие результаты получаются в моделях, которые включают холодную темную материю и также ограниченное количество темной энергии.
Распределение черных дыр
Роль сверхмассивных черных дыр в эволюции галактик — великая загадка. Астрономы считают, что большинство крупных галактик содержит черные дыры, масса которых соотносится с массой балджа галактики. Столкновения галактик влияют и на черные дыры: падающий в них газ способен вызвать в сердцевине галактики интенсивное излучение и выбросы; столкновения могут выбивать черные дыры из галактик, а не замедлять их, делая возможным слияние. Источники и причины распределения черных дыр еще предстоит установить.