Найдальші галактики, непостійність постійних та лінійка для зірок в астроогляді «» Космос Наука
Далеко далеко
Історія так званих глибоких оглядів «Хаббла» починається в 1995 році, коли був зроблений перший з них – Hubble Deep Field, отриманий безперервним накопиченням світла протягом десятків годин від невеликої області у сузір'ї Великої Ведмедиці. Майданчик для того знімка (як і для подальших глибоких хаблових оглядів) вибирався так, щоб, з одного боку, орбітальний телескоп міг безперервно спостерігати його протягом тривалого часу, а з іншого боку, щоб у ньому не було яскравих зірок, здатних затьмарити своїм світлом слабкі далекі галактики, заради яких цей огляд затівався.
Галактики, виявлені в полі HDF, були найдальшими з тих, що спостерігалися до того часу. Їхні властивості — кольори, кількість, розподіл на небі, структура — дали вченим дуже цінний матеріал для розуміння перших етапів формування нашого Всесвіту, утворення перших зірок та галактик. Тим більше, що на одному знімку HDF було зафіксовано кілька тисяч таких стародавніх галактик. Адже до того подібних об'єктів було відомо вкрай мало. Потім, у 1998 році, схожий глибокий знімок був зроблений і на південному небі – в районі сузір'я Тукана. Він отримав назву Hubble Deep Field South (HDFS).
У XXI столітті програма глибоких оглядів отримала нове життя завдяки обладнанню, встановленому на «Хаббл» у ході сервісних місій. За допомогою Удосконаленої оглядової камери (ACS, Advanced Camera for Surveys) і Ширококутної камери-3 (WFC3, Wide Field Camera 3) астрономи змогли отримати два ще глибші знімки невеликої області неба, у сузір'ї Піч, названих Hubble Ultra Deep Field і Hubble Ultra Deep Field 09 відповідно. Причому останній знімок був зроблений в інфрачервоній області спектру, щодозволило розглянути ще більш далекі галактики.
Таких спостережень за останні десять років набралося майже три тисячі. Вони були зроблені під час сімнадцяти спостережних програм, пов'язаних з вивченням далеких галактик. Поєднавши всю цю інформацію, астрономи отримали знімок, еквівалентний безперервному накопиченню світла від цього майданчика піднебіння протягом трьох тижнів у діапазоні від близького ультрафіолетового до середнього інфрачервоного світла.
В результаті астрофізики отримали ще приблизно на третину більше інформації про ранні етапи життя Всесвіту, що стосуються часів кількох сотень мільйонів років після Великого вибуху. Найближчим часом, мабуть, слід очікувати на результати аналізу отриманих нових даних. На наступні кілька років цей огляд залишиться нашим найглибшим, найдальшим поглядом у Всесвіт. Подивитись ще далі ми зможемо лише тоді, коли запрацює телескоп імені Джеймса Вебба – космічна обсерваторія, яка змінить телескоп імені Хаббла на орбітальній вахті.
Зірко-зірко
Вже майже десять років на горі Вілсон (у тому ж місці, де знаходиться знаменита обсерваторія Маунт Вілсон), у Каліфорнії, працює комплекс із шести телескопів діаметром в один метр, які об'єднані в єдиний прилад і працюють в режимі інтерферометра.
Строго кажучи, навіть традиційний телескоп є інтерферометром. Він «аналізує» різницю фаз променів світла, які прийшли різні краї його об'єктиву. Чим більше відстань між ними (тобто чим більше діаметр об'єктива), тим більша здатність телескопа. Для найбільших сучасних телескопів ця відстань становить близько десяти метрів.
Якщо ж два невеликі телескопи рознести на відстань, скажімо, в триста метрів, то ми отримаємо систему, еквівалентнуроздільна здатність трисотметровому гіганту, який навряд чи колись взагалі буде побудований на Землі (здатність збирати світло від цього, втім, не збільшиться, тому будувати великі телескопи, як і раніше, має сенс).
CHARA є подібною інтерферометричною системою. Її кутова роздільна здатність настільки велика, що дозволяє безпосередньо «побачити» диск далекої зірки і виміряти його діаметр. "Побачити" в даному випадку оточене лапками, тому що зображення диска ще треба побудувати після обробки інтерферометричних спостережень.
Безпосередній вимір діаметра зірки має дуже велике значення для астрономії. Без нього неможлива незалежна перевірка наших теорій внутрішнього устрою та еволюції зірок. Якщо яскравість, віддаленість і навіть масу зірок (спостерігаючи подвійні системи) ми можемо досить легко встановити, то прямий вимір їх розмірів можливий лише методами інтерферометрії і є нетривіальною процедурою – реалізувати її вдається лише для невеликої кількості дуже яскравих об'єктів. Саме тому нові спостереження щоразу виявляються цінними, незважаючи на те, що перші результати зіркової інтерферометрії були отримані в тій же обсерваторії Маунт Вілсон ще сто років тому.
Автори нової роботи провели вимірювання діаметрів трьох яскравих зірок у сузір'ї Лебедя: зірки тіта Лебедя та двох компонентів подвійної системи зірки 61 Лебедя — A та B. Вибір цих зірок був невипадковим. Вони входили до списку об'єктів, які спостерігалися космічною обсерваторією "Кеплер" (тета Лебедя - найяскравіша зі всіх зірок, які спостерігав "Кеплер"). Остання надала ряд дуже точних вимірів яскравості цих зірок, у яких було виявлено «сліди» низькочастотних акустичних хвиль, що пронизують зірку.
Зірка, як відомо,являє собою розпечену газову кулю. Газ у ній не залишається у спокійному стані, а так само, як і нагріта вода, «кипить». І так само, як у киплячій воді, за обсягом газу починають поширюватися звукові хвилі — зірка починає «гудіти» аналогічно чайнику, що закипає. Це гудіння в кінцевому підсумку позначається і на кривих блиску, що спостерігаються. Молодий розділ астрономії, що вивчає акустичні хвилі в надрах зірок, називається геліосейсмологією. "Геліо" - тому що в першу чергу такі хвилі вивчаються на прикладі Сонця.
Частоти коливань лежить на поверхні зірки залежить від її щільності і рівня гравітації. Ці частоти були отримані з вимірювань «Кеплера» і, доповнені даними інтерферометричних спостережень, дозволили практично безпосередньо спільно визначити радіуси, маси та температури цих зірок з достатньою точністю.
Цікаво, що всі три зірки виявились дуже схожими на наше Сонце за всіма параметрами. Тепер ці дані будуть використовуватися теоретиками, щоб обмежувати політ їхньої фантазії у справі розробки теорії будови та еволюції зірок.
Непостійна постійна
Твердження про те, що фундаментальні фізичні постійні (такі, як ньютонова гравітаційна постійна G, відношення мас протона та електрона, швидкість світла у вакуумі тощо) абсолютно необов'язково однакові завжди і скрізь, для фізиків не є якоюсь крамолою. Постійність постійних, строго кажучи, нізвідки не випливає. Інша річ, чи можемо ми запропонувати розумну фізичну гіпотезу, що пояснює можливе мінливість цих величин чи його залежність від зовнішніх умов?
Одна з перших таких гіпотез, наприклад, була запропонована ще в 30-х роках минулого століття знаменитим англійським фізиком Полем Діраком. Вона, можливо, не дужестрога, але дуже гарна. Дірак звернув увагу на те, що якщо з відомих фундаментальних констант складати безрозмірні (тобто не прив'язані до зразків часу, маси та інше) комбінації, то вони часто виражаються дуже великими числами на кшталт 1040 або 1080. Наприклад, маса Всесвіту, виражена в масах протона, виявляється близько 1080. У той самий час такі великі числа не випливають із наших теорій, отже, є зовнішніми параметрами. З якою властивістю нашого Всесвіту вони пов'язані, чим визначаються? Дірак припустив, що вони якось відстежують інше, більшою мірою очевидне велике число, а саме вік Всесвіту, виражений в одиницях часу, характерного для процесів всередині атома тау. Останнє, з малості атома, також мало, і ставлення одного до іншого виявляється якраз 10 40 . Тобто, досить великим. Але якщо причина великих чисел дійсно в цьому, більшість фундаментальних постійних (наприклад, G) повинні змінюватися з віком Всесвіту. І можна навіть передбачити темпи їхньої зміни.
Втім, відразу варто зазначити, що значних змін на космологічних часах відомих фундаментальних постійних на сьогодні не виявлено. Але це не заважає вченим створювати теорії, що пророкують такий ефект або принаймні передбачають залежність світових констант від зовнішніх умов.
Наприклад, це стосується постійної тонкої структури альфа приблизно дорівнює 1/137. Ця безрозмірна константа характеризує силу електромагнітної взаємодії. Саме від цієї величини залежить, як саме взаємодіють електрони та ядра в атомі, а отже, і сама структура атомів. Зокрема, нею визначатимуться набори спектральних ліній випромінювання атома конкретного елемента. Поміщаючи атоми врізні зовнішні умови та порівнюючи їх спектри, можна намагатися виміряти ефект «непостійності» цієї постійної.
Одним із зовнішніх параметрів, що впливають на альфа, може бути сильне гравітаційне поле. В даному випадку "сильне" означає набагато сильніше, ніж поле Землі або навіть Сонця. Таке не зробиш у земній лабораторії, але природа пішла нам назустріч і створила об'єкти, з одного боку, що мають сильну гравітацію, а з іншого — атоми деяких важких елементів, що несуть на своїй поверхні. Це білі карлики – вироджені ядра зірок типу нашого Сонця, продукти їхньої довгої еволюції. Вони мають розміри порядку нашої планети, а масу лише трохи менше сонячної. Щільності білих карликів досягають 109 грамів на кубічний сантиметр, що, звичайно, означає дуже сильну гравітацію на поверхні.
Спостерігаючи спектр білого карлика та порівнюючи довжини хвиль ліній елементів із значеннями, виміряними в лабораторії, ми можемо спробувати вловити ефект залежності альфа від гравітаційного поля.
Потужні-потужні
Відразу кілька робіт, що недавно вийшли, були присвячені дослідженням так званих ультрапотужних рентгенівських джерел (Ultraluminous X-ray Source, ULX). Це точкові джерела рентгенівського випромінювання, природа яких ще остаточно не з'ясована. Справа в тому, що їхня світність (тобто кількість енергії, що випромінюється в одиницю часу) занадто мала в порівнянні зі світністю далеких квазарів, але занадто велика для зірок і навіть релятивістських зіркових систем, що містять типову нейтронну зірку або чорну дірку.
Ультрапотужні джерела (в українськомовній літературі їх часто називають ультраяскравими, що не зовсім вдало) були відкриті у вісімдесятих роках минулого століття у спостереженнях космічної обсерваторії імені Ейнштейна – одного зперших космічних телескопів У наші дні місії XMM-Newton та Chandra довели кількість об'єктів-кандидатів у ULX до кількох сотень.
Це завжди точкові об'єкти, які спостерігаються у відносно близьких галактиках або принаймні проектуються на них. Якщо вони дійсно належать галактикам, у яких їх спостерігають, то вони мають бути так чи інакше пов'язані з рештою зоряного населення. Однак оцінка світності цих ULX-джерел виявляється на порядки більшою для будь-якої типової зірки або релятивістської зіркової системи. Це є викликом нашим теоріям зіркової еволюції, тому що зробити дуже потужне джерело випромінювання дуже непросто з причин, які мають фундаментальний характер.
Справа в тому, що потік фотонів (світло) чинить тиск на ту поверхню, на яку падає (тобто яку освітлює). І якщо уявити, що в надрах звичайної зірки почало народжуватися дуже багато квантів світла, то в якийсь момент їхній сумарний тиск перевищить дію самогравітації, яка утримує речовину зірки від розльоту. Це означає, що зірка не може світити надто яскраво. Верхня межа її світності (названа Еддінгтонівською світністю) пропорційна масі і для зірки типу Сонця в тисячу разів менше, ніж спостерігається світність ULX-джерел. Тому останні точно не є зірками.
Інший можливий сценарій їхньої появи полягає в тому, що ми маємо справу з подвійною системою, в якій речовина від звичайної зірки перетікає на компактний релятивістський об'єкт — наприклад, чорну дірку. Однак тут також має місце межа, аналогічна Еддінгтонівському, і якщо ми хочемо пояснити ULX-джерела таким чином, нам необхідно припустити або анізотропність їхнього випромінювання, або дуже велику масу відповідноїчорної дірки. Дуже велику — це тисячі та десятки тисяч мас Сонця. Такі об'єкти називаються чорними дірками проміжних мас. Їхнє існування дозволило б легше пояснити наявність надмасивних чорних дірок у центральних областях галактик (у тому числі й нашої) і перевірити ряд припущень про перші зірки Всесвіту. Проте твердих вказівок на існування таких чорних дірок до цього дня ми не маємо, а однією з «нетвердих» є ультрапотужні джерела.
Яка з існуючих теорій щодо влаштування ультрапотужних рентгенівських джерел є вірною, можуть сказати лише детальні спостереження цих об'єктів різними методами. І ось в одній із нових статей наводяться результати спектральних досліджень чотирьох ULX-джерел за допомогою Дуже великого телескопа в Чилі.
При уважному розгляді виявилося, що три об'єкти є підвидом квазарів, а саме активними ядрами галактик, світність яких визначається процесами взаємодії речовини з надмасивною чорною дірою. Їхні зображення були лише «вдало» спроектованими на найближчі галактики.