Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - читать онлайн книгу. Автор: Джеймс Гич cтр.№ 54

Когда мы смотрим на эволюцию темной материи в проекте «Моделирование “Миллениум”», то становится понятно, как богатая иерархическая структура развивалась от гладкой отправной точки: сложная среда – космические сети – существующие формы. Вы можете наблюдать коллапс вещества на участках, где начальные условия обладали немного большей плотностью, которая со временем накапливалась за счет сбора небольших скоплений. Со временем самые большие гало, представляющие кластеры, выделяются как самые плотные узлы во всепроникающей решетке структуры. Внутри и вокруг больших гало находятся меньшие субгало, образующие иерархию, начинающуюся с карликовых спутников вокруг больших галактик, которые, в свою очередь, объединяются в более крупную структуру. Моделирование N-тел показывает повторяющиеся слияния гало – события, которые мы видим в населении галактик вокруг нас как катастрофическое столкновение целых звездных систем, глубоко меняющее историю этих галактик. Это обычные, рутинные события в модели, просто естественная часть эволюции структуры.

В реальной Вселенной, конечно, мы видим только барионы. Мы видим массивные гало скоплений, заполненных горячим газом, а внутри них – сотни или тысячи светящихся галактик. Моделирование N-тела может справиться с темной материей, которая хорошо описывает структуру, но как насчет тех барионов, которые мы видим как светящуюся материю?

Барионы также могут быть смоделированы с использованием частиц, но на этот раз вместо действующей на них гравитации мы должны включить дополнительную физику: частицам нужно «рассказать», например, о правилах термодинамики, механики жидкости и переноса излучения. Техника, которая здесь применяется, называется гидродинамикой сглаженных частиц и вычисляет свойства жидкости в любой точке сетки моделирования по вкладу многих частиц, свойства которых были сглажены (усреднены) по их локальному объему. В космологических гидросимуляциях можно отслеживать эволюцию жидкости – первичного газа – и то, как она развивается вместе с темной материей. Физика барионов очень сложна, и поэтому ее моделирование с точки зрения вычислительной мощности (часто решаются меньшие объемы) обходится довольно дорого.

На этом изображении показан тот же объем Вселенной, что и в проекте «Моделирование “Миллениум”», но рассмотренный в более раннюю эпоху (то есть так, как он бы выглядел при большом красном смещении). Структуры находятся в процессе разрушения, а центральное массивное гало еще не сформировалось должным образом – в настоящее время мы видим сеть нитей и меньших гало, которые постепенно приобретают форму. Внегалактические астрономы, оглядываясь назад во времени, стремятся понять, как круг галактик, которые мы на самом деле видим, расширился по отношению к этому скрытому темному «скелету» Вселенной

Как и во всех симуляциях, в гидродинамике сглаженных частиц есть порог разрешения. При моделировании космологического объема недостаточно разрешения для моделирования физики, скажем, звездообразующего облака в отдельной галактике. Можно увидеть, как газ перетекает в сгусток темной материи, достигая высокой плотности, но после этого мы должны использовать короткий путь, чтобы предсказать, сколько звезд образуется и с какой скоростью. Это называется физикой подсетей, потому что она требует предположений об эволюции в меньшем масштабе, чем может «увидеть» симуляция.

Когда к этим симуляциям добавляется газ, можно отслеживать его коэволюцию с темной материей. По мере того как гало темной материи растут от начальных возмущений в поле гладкой материи, часть газа «перетекает», притягиваясь той же самой неразличимой силой тяжести. Мы можем наблюдать за рождением галактик, анализируя, как газ направляется в гравитационную яму и как на него влияют процессы вроде образования звезд, вспышек сверхновых и роста черных дыр. Но моделирования показывают, что в гало не так много газа; он притягивается и ускоряется в направлении крупномасштабной волокнистой структуры, которая также формируется в объеме, обладающем значительной силой притяжения.

Также моделирование показывает, что во время этого процесса газ нагревается. Уровень нагрева в некоторой степени зависит от общей гравитационной энергии системы, поэтому газ, который всасывается в плотные кластеры, нагревается больше всего, вплоть до рентгеновских световых температур. Газ, поступающий в нити, нагревается только до нескольких миллионов градусов – это тепло-горячая межгалактическая среда. При этом распасться на галактики, образующиеся внутри этих нитей, газ может только после потери части этой энергии, что предотвращает конденсацию в галактиках значительной части общей массы барионов во Вселенной. Конечно, существует постоянный обмен: некоторая часть газа охлаждается в галактиках, обеспечивая новый источник топлива для формирования звезд. В то же время, однако, газ выбрасывается, и энергия возвращается в межгалактическую среду от самих галактик (как излучение от звезд, так и кинетическая энергия от потоков, как мы видели в M82). Так что за эти барионы идет непрерывная битва посредством гравитации и конкурирующих сил галактической обратной связи.

Рентгеновские и ультрафиолетовые исследования линий поглощения в некотором роде подтверждают существование неуловимого барионного компонента Вселенной. Эти наблюдения довольно сложны, и существует ограниченное количество элементарных «видов», которые можно использовать в качестве зондов, давая нам ограниченную картину тепло-горячих межгалактических сред. Хуже всего то, что для исследования линий с подсветкой требуется что-то яркое на заднем плане, чтобы на переднем мы могли увидеть контраст поглощающего вещества. В большинстве случаев «что-то яркое» – это далекие светящиеся квазары. Случайные выравнивания далеких квазаров с плотными частями тепло-горячих межгалактических сред редки, что еще сильнее ограничивает эти исследования «карандашами» – пучками лучей, исходящими от Земли. Это пример модели и моделирования, дающих четкий прогноз об эволюции и распределении газа во Вселенной, который можно проверить на основании наблюдений. Если тепло-горячие межгалактические среды обнаруживаются, то их трудно наблюдать, и требуются длительные экспозиции с помощью космических средств, главным образом спектрографа космического происхождения космического телескопа «Хаббл», который работает в УФ-диапазонах, или таких рентгеновских телескопов, как «Чандра» и ХММ-Newton, которые могут работать в рентгеновском спектре. Успешные находки (например, в Стене Скульптора) могут быть использованы при моделировании, обеспечивая жизненно важные эмпирические доказательства изобилия и распространения этого неуловимого материала. И это прекрасный пример теории и наблюдения, работающих вместе для развития наших знаний.

Существуют и некоторые противоречия между наблюдениями и числовыми моделями. Я упоминал выше, что симуляции N-тела ограничены разрешением: вы можете моделировать большой кусок Вселенной, содержащий миллионы галактик, но не можете моделировать сами галактики с огромным количеством деталей. В качестве альтернативы можно выбрать модель одной галактики с высоким разрешением, но не ее крупномасштабную среду. Моделирование очень большого N-тела было выполнено для изучения эволюции темной материи в отдельных галактиках или, скорее, гало, которые похожи на Млечный Путь. Техника заключается в том, чтобы взять симуляцию Вселенной в большом объеме, например «Моделирование “Миллениум”», а затем определить несколько галактик, которые вы хотите симулировать более подробно. Узнав местоположение этих систем, вы можете запустить новую симуляцию с той же физической моделью и начальными условиями, но просто сфокусированными на этих галактиках.