Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер

Численное моделирование, основанное на представлении разных сочетаний холодной темной материи, обычной материи и темной энергии (модель Лямбда-CDM [ΛCDM]), предоставило нам впечатляюще подробную картину зарождения космической паутины, а также галактик и галактических скоплений, сгустившихся в ней. Ни один отдельно взятый код не в состоянии охватить невероятный динамический диапазон пространственных масштабов и ассоциируемых с ними структур, поэтому большинство моделей специализируются на определенной области. В совокупности они показали, что первые галактики, по всей вероятности, походили не на диски и сфероиды, известные нам сегодня, а скорее на маринованные корнишоны. Может быть, именно их мы и видим на снимках «Хаббла» и в других глубоких обзорах неба. Кроме того, благодаря моделям мы узнали, что спиральные галактики по завершении своего формирования оказываются более упругими, чем ожидалось. Возможно, предстоящее столкновение Млечного Пути с галактикой Андромеды, до которого еще примерно 4 млрд лет, не будет таким катастрофическим, как полагали прежде.

И самое главное, численное моделирование выявило в галактиках сильную чувствительность к энергетической «обратной связи» от новорожденных звезд. В частности, самые массивные звезды производят интенсивное ультрафиолетовое излучение, порождают сильные ветры и, наконец, вызывают вспышки сверхновых, которые приводят к возмущениям в гравитирующих скоплениях темной и обычной материи. Возможно, этот сильный звездный «отклик» помогает замедлять формирование звезд, одновременно уменьшая общее число скоплений. И в то время как расчеты, связанные с образованием галактик в стандартной модели ΛCDM, предсказывают появление огромного роя «карликов» вокруг гигантской галактики, подобной Млечному Пути, добавление звездной «обратной связи», по всей видимости, устраняет эту проблему.

Реионизация космоса

Численные модели формирования галактик в окончательном итоге завершаются появлением «звездных кузниц». Однако до того, как в звездах начали создаваться элементы тяжелее гелия, самим звездам было очень сложно появиться в том виде, в каком они сегодня известны нам. При температурах в несколько сотен кельвинов атомы водорода и гелия излучают очень слабо и не могут избавиться от гравитационной энергии, унаследованной после коллапса родительских облаков, а значит, ни о каком дальнейшем охлаждении не может идти и речи. Учитывая такое положение дел, астрофизики предположили, что первые звезды в силу необходимости обладали невероятной массой и светимостью. Только очень массивное родительское облако могло бы иметь тяготение, способное противодействовать высоким температурам и давлениям, которые поддерживались бы в уплотняющемся водородно-гелиевом облаке.

Эти звезды первого поколения, обладавшие расчетными массами в несколько сотен солнечных масс и светимостью в ультрафиолетовом диапазоне, эквивалентной светимости многих миллионов солнц, должны были бы ионизировать весь окружающий газ в галактиках-хозяйках и, более того, по всей вероятности, сделали бы то же самое с любым разреженным межгалактическим газом. Астрофизики назвали этот переломный момент эпохой реионизации, а астрономы стали искать ее подтверждения. На сегодняшний день они увидели, что спектры квазаров, аберрационное время которых старше этой эпохи, вырождаются из-за поглощения промежуточных нейтральных атомов водорода и гелия, в то время как при меньшем аберрационном времени свидетельств такого вырождения в спектрах квазаров нет. Это связано с тем, что в последнем случае свет мог бы проходить через повторно ионизированные водород и гелий без какого-либо дальнейшего поглощения. В 2015 году астрономы заявили, что им удалось обнаружить настоящие звезды первого поколения в молодой галактике COSMOS Redshift 7. Эта необычно яркая галактика наблюдалась в аберрационном времени, составляющем примерно 13 млрд лет, когда она излучала в основном в ультрафиолетовом диапазоне. Более того, нам не удалось выявить никаких намеков на выбросы или поглощение элементов тяжелее гелия, и это согласуется с представлением о том, что в первом поколении звездное население было не очень большим.

Наша ионизированная межгалактическая среда — это наследие эпохи реионизации. Кроме того, от первого поколения звезд нам досталось довольно много тяжелых элементов. После своей короткой, но яркой жизни эти звезды-первопроходцы взорвались, став сверхновыми, и выбросили залпы «выкованных» в их недрах элементов в свои галактики и за их пределы. Обогатившись этими тяжелыми элементами, галактические облака смогли испустить гравитационную энергию, охладиться и сжаться в более «нормальные» звезды, привычные нам.

Слияние и объединение

Как только небольшие сгустки галактик отделились от непрестанного расширения, они под влиянием тяготения начали собираться в более крупные структуры. Стоит помнить, что 13 млрд лет назад наша наблюдаемая Вселенная была в 5 раз меньше и, следовательно, в 125 раз плотнее (53 = 125), чем сейчас. Частота столкновений между субгалактическими сгустками должна была соразмеряться с плотностью, и поэтому в переполненной ранней Вселенной тесные взаимодействия и слияния, скорее всего, были в порядке вещей.

Что же возникло за это время? Возможно, сначала образовались более крупные сфероиды, а вслед за ними — диски в тех объединявшихся системах, которые обладали значительным угловым моментом. На самом деле у астрономов нет ответа. Однако нам известно, что гигантские галактики появились поразительно быстро. Примерно через 1,5 млрд лет после Большого взрыва эти исполины уже вышли на космическую сцену. Они были в 10 раз массивнее нашего Млечного Пути и полыхали, рождая новые звезды. Как они могли сформироваться за столь краткий срок? Этот вопрос до сих пор остается серьезной проблемой для астрофизиков.

Всесторонние исследования галактик в диапазоне красных смещений и предполагаемого аберрационного времени выявили довольно четкую эволюцию среднего темпа звездообразования (рис. 10.2). Большинство галактик, и в том числе Млечный Путь, начали рождать новые звезды более 12 млрд лет назад — менее чем через 1,8 млрд лет после Большого взрыва. Затем темп звездообразования достиг пика, заметного при красном смещении около 4, что соответствует аберрационному времени примерно в 2–3 млрд лет. Сейчас средняя активность формирования звезд в галактиках — это лишь тень себя прежней.

Рис. 10.2. История космического формирования звезд, где темп звездообразования в расчете на единицу совместно расширяющегося объема отображается как функция красного смещения и соответствующего аберрационного времени, равного примерно 10 млрд лет. (По источнику: P. Madau and M. Dickinson, “Cosmic Star Formation History”, Annual Review of Astronomy and Astrophysics [2013], База данных внегалактических объектов NASA/IPAC.)

То же самое заметно в том, как развивалась в этих галактиках ядерная активность. В данном случае появление блистающих квазаров и других мощных ядерных феноменов приписывают присутствию в этих галактиках сверхмассивных черных дыр, выросших в их ядрах. Пик активности при красном смещении около 4 указывает на то,