Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - читать онлайн книгу. Автор: Джеймс Гич cтр.№ 33

Действующая здесь физика стара и знакома любому, кто изучает классическую физику. Здесь работают законы небесной механики, впервые выведенные Иоганном Кеплером в XVII веке. В частности, речь идет о третьем законе Кеплера, который гласит, что квадрат периода орбитального тела пропорционален кубу большой полуоси его орбиты и обратно пропорционален массе притягивающего тела. Другими словами, чем больше радиус орбиты тела с фиксированной массой, тем медленнее его скорость, тогда как увеличение массы в системе увеличивает и скорость орбиты. Законы Кеплера были доработаны и уточнены Исааком Ньютоном, который почти точно описал орбитальное движение через закон гравитации обратных квадратов. Его описание было не совсем верным, но в то время это было трудно увидеть в ходе наблюдений: общая теория относительности Эйнштейна прояснила ситуацию лишь в начале XX века, а именно на ней основана наша современная теория гравитации.

Чтобы измерить скорость вращения, мы можем обратиться к тому же эффекту, который вызывает красное смещение: различия в скорости светоизлучающего источника относительно некоторого наблюдателя (например, нас) приводят к небольшим изменениям в наблюдаемой длине волны или частоте испускаемого света. Таким образом, если диск вращается с разными скоростями, мы можем отслеживать это, измеряя наблюдаемую частоту некоторого известного излучения. Природа предоставила нам удобный инструмент для таких измерений: мы можем использовать 21-сантиметровое радиоизлучение от нейтрального атомарного газообразного водорода. В галактиках, подобных нашей, содержится много атомарного водорода, в том числе далеко за пределами диска, благодаря чему с его помощью можно измерять вращение прямо на галактических задворках. Зная изменения частоты от эталонных показателей 21-сантиметрового излучения, можно рассчитать и изменения скорости, поэтому если мы измерим относительные скорости облаков на всем протяжении Млечного Пути, то сможем измерить общее вращение Галактики. То же самое можно сделать и с оптическим светом от звезд или ионизированного газа: любая функция излучения, в которой мы можем точно измерить сдвиг частоты, подходит для такого отображения скорости, просто область HI здесь наиболее выгодна именно как крупномасштабный индикатор.

Можно, конечно, полагать, что кривые вращения галактик не готовят нам никаких сюрпризов, поскольку все это выглядит довольно простым. На самом же деле по результатам их правильного измерения, были сделаны крайне серьезные открытия. Астрономы ожидали, что кривые вращения дисковых галактик будут соотноситься с предсказанием Кеплера, предполагающим аудит видимой материи: масса, заданная кривой вращения, должна совпадать с массой, которую вы получаете, когда складываете все звезды, газ и т. д. Но данные показали нечто неожиданное. Если масса в галактике распределена так же, как и видимая материя, то можно ожидать, что орбитальная скорость диска быстро возрастет от центра к пику, а затем упадет, когда мы достигнем внешних краев диска. Тем не менее наблюдаемые скорости вращения дисковых галактик не уменьшаются с увеличением радиуса: удаляясь от центра, они сохраняют довольно постоянную скорость.

Это было довольно странно: ясно, что теория не соответствовала наблюдениям. К счастью, решение нашлось – ну, или как минимум его гипотеза. Одной из причин возникновения такой плоской кривой вращения является включение некоторого дополнительного компонента в галактиках, который распространяется по всей галактической среде таким образом, что плотность массы у внешних частей диска, где расположение звезд более разрежено, остается достаточно однородной. Плоские кривые галактикоротации – одни из ключевых наблюдаемых доказательств существования темной материи. Это исследование было впервые выполнено американским астрономом Верой Рубин в конце 1970-х годов. Отличная наблюдательная работа Рубин, в результате которой были получены кривые вращения по прецизионным спектроскопическим измерениям спиральных галактик, стала первым трудом, доказавшим, что в галактиках, подобных Млечному Пути, на самом деле преобладает темная материя, а не «нормальная», или барионная (имеется в виду материал, состоящий из барионов – протонов, нейтронов и электронов). На самом деле загадочный астроном Фриц Цвикки уже в 1930-х годах предположил существование темной материи, что объясняло движения галактик в массивных скоплениях. Однако Цвикки был противоречивым и странным персонажем, и бо́льшая часть астрономического сообщества проигнорировала его гипотезу. Но по мере роста данных о доминирующем компоненте темной материи, полученных в ходе наблюдений, наша картина галактик изменилась.

Темную материю окружают тайны и загадки, но только потому, что мы не до конца ее понимаем. Мы можем видеть ее явные проявления в таких показателях, как кривая вращения, но мы так и не обнаружили это недостающее вещество напрямую. Также нет убедительных доказательств того, что темная материя взаимодействует с «нормальной» каким-либо иным образом, кроме гравитационного влияния. Астрономы не хотят, чтобы материя оставалась темной: мы отчаянно желаем знать, что же это такое, но до тех пор, пока мы не обнаружим ее непосредственно (чего и пытаются добиться эксперименты), темная материя так и останется лишь теоретическим компонентом нашей модели работы Вселенной, хотя, надо признать, вполне удачным. Нынешняя модель Вселенной, которая включает темную материю, очень хорошо объясняет широкий спектр имеющихся феноменов, и поэтому мы совершенно уверены, что темная материя существует. Просто пока она неуловима.

Итак, освежим впечатления: Вселенная содержит не только «нормальную», но и темную материю. В существующей модели Вселенной масса темной материи примерно в пять раз больше, чем «нормальной», которая образует газ, звезды и планеты.

Мы склонны описывать барионное вещество в галактиках как распределенное в гало темной материи. У спиралей, таких как Млечный Путь, светящийся диск подобен цветному центру старомодного стеклянного шара. Общая масса Млечного Пути, включая гало темной материи, примерно в 100 млрд раз превышает массу Солнца, но самые большие гало темной материи во Вселенной – те, что содержат скопления галактик, – могут иметь общую массу в 1000 раз больше. Позже мы рассмотрим наши представления о том, как именно темная и «нормальная» материи сгущаются, образуя галактики, но прежде чем мы продолжим, следует изучить другие типы галактик.

Типы галактик и космическая паутина

Млечный Путь – спиральная галактика, но если посмотреть на других его «коллег» такого типа, можно понять, что на самом деле существует множество видов «спиральности». Например, могут разниться плотность примыкания рукава к ядру галактики или размер и яркость балджа. Галактики можно разложить по типам Sa, Sb, Sc и Sd, где S – это спираль, a, b, c и d – степени спиральности и балджности, а диапазон простирается от ярких плотных рукавов и большого балджа (Sa) до плохо очерченных, комковатых рукавов и едва намеченного балджа (Sd).

Приблизительно 60–70 % спиральных галактик отличает еще одна интересная морфологическая особенность – звездная перемычка, бар, который выходит из балджа и, как спица, соединяет внутренние края спиральных рукавов. Подобно спиральным галактикам без баров, галактики с перемычками также имеют свою классификацию (SBa, SBb и т. д.) и довольно распространены: считается, что и у самого Млечного Пути есть бар. Перемычка формируется в результате динамической нестабильности и, как считается, возмущений плотности в диске. Важная особенность бара – его роль в транспортировке звезд и газа к балджу, так как он потенциально способствует образованию звезд и росту черных дыр в центре галактики и вносит свой вклад в общую эволюцию системы.