Что такое голубые бродяги и почему они волнуют астрономов? Как наличие крупномасштабной структуры Вселенной влияет на жизнь в галактиках? Что же все-таки представляют из себя быстрые радиовсплески? Наконец, как просто и понятно оценить влияние темной энергии на формирование Вселенной? Это и многое другое — в свежем астрообзоре «Ленты.ру».

Голубые бродяги

Звезды в шаровых или рассеянных скоплениях образуются в ходе гравитационного коллапса, происходящего примерно в одно время, но в разных точках одного и того же молекулярного облака. Поэтому возраст всех звезд скопления должен быть приблизительно одинаковым. А значит, одинаковыми у них должен быть и доминирующий цвет в спектре.

Однако еще в пятидесятых годах прошлого века, американский астроном Сендэдж обратил внимание на шаровое скопление M3 (номер три в каталоге Шарлья Мессье). В его составе обнаружились звезды, цвет которых был более голубым, чем цвет большинства звезд скопления. В первом приближении возраст звезды можно связать с ее цветом — чем звезда голубее, тем она моложе, чем краснее, тем старше. Более того, голубые звезды имеют сравнительно короткую продолжительность жизни, а значит, возраст звезд в M3 различается, причем довольно сильно. Это противоречие получило название «проблемы голубых бродяг».

Снимок центральной части шарового скопления NGC6362, на котором хорошо видны голубые бродяги.

Чтобы объяснить существование таких звезд, ученые предположили, что последние не были рождены в скоплении, но были захвачены его гравитацией из окружающей части галактики. То есть это действительно молодые, но «перебежавшие» из межгалактического пространства звезды. Это и породило их название — голубые бродяги (blue stragglers).

Однако со временем эту гипотезу пришлось отбросить, и ее место заняла другая, более красивая. Но имя «голубые бродяги» за звездами в шаровых скоплениях аномальной голубизны осталось.

Сегодня астрофизики считают, что голубые бродяги — это звезды, входящие в состав двойных систем, образованных в скоплении. В ходе жизни они «перетащили» с компаньона большое количество вещества, тем самым набрав массу. Это автоматически сделало их голубее, а значит, они стали выглядеть моложе. В свою очередь от звезды компаньона должно было остаться раздетое вырожденное ядро.

Такие ядра называются белыми карликами и хорошо изучены современной астрономией. Это маленькие, не больше нашей планеты, но всего лишь в два раза менее тяжелые, чем Солнце, звезды. Они довольно горячие и излучают, в основном, тепловое излучение (как нагретое железо), но из-за своих малых размеров очень тусклые. К тому же они лучше проявляют себя в ультрафиолетовом диапазоне, из-за чего наблюдать их через обычный телескоп в видимом свете затруднительно.

Процесс образования голубого бродяги через перетекание массы с одной звезды на другую

В целом, проблема бродяг считается решенной, но радость ученых была бы неполной без небольшого, но важного наблюдательного результата, полученного астрономами из США, Канады и Великобритании.

Пару лет назад, астрономы изучали рассеянное скопление NGC188. Это скопление обладает значительной популяцией голубых бродяг. Тогда при помощи спектральных (доплеровских) наблюдений было установлено, что «бродяги» NGC188 действительно не являются одиночными звездами, а обращаются вокруг общего центра масс вместе с некоторыми, невидимыми, компаньонами. Тогда удалось оценить и массу компаньонов — она оказалась не больше половины массы Солнца, что является типичным значением для белых карликов.

Теперь с помощью телескопа «Хаббл» удалось обнаружить характерное свечение белых карликов от этих систем — хороший финальный шаг для подтверждения основной гипотезы о природе голубых бродяг. У трех из двадцати известных голубых бродяг скопления уверенно обнаружились компаньоны, имеющие спектры, характерные именно для белых карликов. У остальных звезд компаньоны, скорее всего, слишком тусклые даже для «Хаббла».

Но, в любом случае, даже три объекта, обнаруженные напрямую, свидетельствуют: сценарий с переносом массы действительно имел место в таких системах, и это неизбежно должно было привести к образованию «омолодившейся» голубой звезды.

Филаменты не нужны

Галактики во Вселенной распределены не однородно, но образуют структуру в виде гигантской губки. Большие пустоты межгалактического пространства, как показывают наблюдения, разграничены «тонкими» стенками, возле которых, в большинстве своем, концентрируются все звездные «острова». Это так называемая крупномасштабная структура Вселенной. Такой вид она приняла во многом благодаря действию темной материи, которая в общем и является главным связующим (в гравитационном смысле) элементом галактик и их скоплений.

Итак, описывая пространственное распределение галактик, ученые выделяют «воиды» (или пустоты) и филаменты — линии, вдоль которых выстраиваются галактики. Направление, в котором вытянут ближайший к отдельно взятой галактике филамент, оказывается выделенным. И логично предположить, что какие-то свойства этой галактики будут зависеть от этого направления.

Крупномасштабная структура Вселенной по реальным наблюдениям (синий цвет) и по результатам моделирования (красный). Каждая точка на рисунке – отдельная галактика. Расстояние до нее отсчитывается вдоль радиуса, а направление отражает направление на небе

Правда, у галактики не так уж и много характеристик, которые вообще могут зависеть от какого-то направления. И первое (и самое очевидное) из них — это ориентация оси вращения галактики. (Точнее, среднее направление перпендикуляра к плоскостям галактических орбит звезд.)

Зависит ли направление оси вращения галактики от направления, вдоль которого вытянут локальный филамент крупномасштабной структуры? И если зависит то как? Ответы на эти вопросы позволили бы лучше понять эволюцию как отдельных галактик, так и структуры материи во Вселенной в целом.

На протяжении последних лет разные авторы, исходя из разных соображений, пытались разобраться в этой проблеме, и нельзя сказать, что им удалось прийти к какому-либо консенсусу. Но теперь большая международная коллаборация ученых решила поставить если не точку, то хотя бы уверенную точку с запятой в этом вопросе. Они впервые провели крупномасштабное (во всех смыслах) компьютерное моделирование эволюции полутора сотен тысяч галактик, в котором учитывалось их взаимодействие с теми самыми филаментами крупномасштабной структуры.

Результат, к которому пришли исследователи, показывает, что направление локального филамента действительно влияет на ось вращения галактики — последняя вращается, собственно, как бы вокруг филамента. Впрочем, это верно не для каждой галактики. Интересно, что часть звездных систем должны вращаться принципиально иначе — вокруг оси, перпендикулярной направлению филамента.

Такое разделение авторы объясняют тем, что часть галактик в ходе своей эволюции переживают слияния с другими звездными системами. Это приводит к перемешиванию звезд (и, соответственно, их орбит) в получившейся более массивной галактике. Что, в свою очередь, приводит и к изменению средней оси вращения. И действительно, галактики, которые оказываются скорее «нанизанными» на филаменты, всегда менее массивны – то есть они не пережили событие слияния со своими соседями.

Быстрые и близкие

Предыдущий год принес астрономам новое явление — короткие радиовсплески (Fast Radio Bursts, FRB — об этом «Лента.ру» писала в одном из предыдущих астрообзоров). Их название полностью отражает их сущность — это очень короткие (длиной всего несколько миллисекунд) всплески радиоизлучения, обнаруживаемые на длинах волн порядка нескольких десятков сантиметров. Они непредсказуемы и, по-видимому, могут приходить из любой области неба. Открытие первого из них в 2007 было случайным. А впоследствии в архивных данных радионаблюдений были обнаружены еще пять подобных событий.

Шесть примеров явления — это, разумеется, еще очень мало для того, чтобы строить твердые предположения о его физической природе. Но это также повод изучить область неба, из которой пришел каждый такой всплеск, более детально.

Результат компьютерного моделирования крупномасштабной структуры. Каждая точка изображения – отдельная галактика. На рисунке хорошо видна ячеистая структура распределения материи, состоящая из войдов (пустот) и вытянутых филаментов

Ключевой особенностью коротких радиовсплесков является то, что их коротковолновая составляющая приходит к нам чуть раньше длинноволновой (эти всплески не монохроматичны). Это происходит из-за размывания импульса при его движении в межзвездной среде, в которой скорость распространения радиоволн зависит от их длины. Измеряя величину этого запаздывания и предполагая плотность межзвездной плазмы, мы можем оценить расстояние до источника FRB. И текущие выводы таковы, что известные FRB пришли к нам с космологических расстояний, из далеких галактик.

Если это действительно так, то с ними должен быть связан какой-то сверхмощный, довольно экзотический механизм — типа слияния нейтронных звезд или черных дыр, коллапса очень тяжелых звездных ядер или вспышек, рожденных в областях колоссальных магнитных полей. Но некоторые авторы предлагали и более прозаичные гипотезы вроде вспышечной активности обычной звезды, реализующейся просто при особом стечении некоторых внешних факторов. Подобные гипотезы уже не требуют сверхмощных источников, что сильно повышает вероятность их реализации в природе.

Но, опять-таки, измерение расстояния зависит от хорошего знания плотности межзвездной плазмы в направлении на источник всплеска. Причем при измерении расстояния в имеющихся случаях ученые пользовались приближенной моделью. Поэтому двое австралийских астрономов решили провести детальные спектральные наблюдения той области пространства, в которой был замечен самый первый (по хронологии регистрации) всплеск FRB 010621. Он вообще несколько отличается от своих собратьев тем, что произошел почти в плоскости галактики, тогда как остальные были замечены высоко над ней.

Полученные спектры позволили лучше определить плотность межзвездной среды в этом направлении и заново оценить расстояние до источника. На сей раз оно не вышло за пределы галактики с вероятностью 90 процентов. Так что именно это событие, скорее всего, не космологической природы. А значит, и остальные пять также вполне могли произойти где-то «поблизости».

Немного света на темную энергию

Темная энергия — это нечто, чем заполнено все пространство Вселенной и что заставляет его (и ее) расширяться все быстрее и быстрее. То есть с ускорением. В терминах физических уравнений это значит, что темная энергия представляет собой материю (а материя и энергия суть одно и тоже, как показал еще Альберт Эйнштейн), обладающую отрицательным давлением. Если p это давление на границе некоторой области, а r это плотность темной энергии в ней, то пишут что p = w*r, где w — коэффициент, равный –1. Или другому числу, в зависимости от того, какую природу имеет темная энергия.

При w = –1 плотность темной энергии всюду постоянна, и она представляет собой что-то вроде энергии пустого пространства — пространства самого по себе (следовательно, при расширении пространства количество этой энергии увеличивается). При w > –1 темная энергия будет больше похожа на привычную нам материю, хоть и с экзотическими свойствами.

Выяснение величины этого коэффициента на основе наблюдений является важной задачей современной космологии. И вот трое греческих ученых предложили остроумный способ, как можно легко получить дополнительное наблюдательное ограничение на величину w, а значит, и на свойства темной энергии.

Их идея очень проста. Если наша Вселенная расширяется с ускорением, то должен существовать максимально возможный размер гравитационно связанной системы — галактики или скопления галактик, в которой ускорение за счет расширения будет выше, чем ускорение за счет сил гравитации, собирающей звезды и галактики в скопления. А значит, системы слишком больших размеров существовать не смогут — их просто разорвет. Причем этот максимальный размер будет зависеть от степени «ускоренности» расширения Вселенной, то есть от w.

Итак, просто имея оценки размеров самых больших известных систем во Вселенной, можно ограничить значение w.

Правда, при таком простом методе естественно ожидать, что и ограничение не будет слишком строгим. Все, что смогли сказать авторы, пользуясь известными размерами нескольких скоплений галактик, так это то, что w явно больше –2, что не противоречит ни ситуации, когда w = –1, ни когда w > –1. Впрочем, эту оценку можно будет сделать более строгой, если проанализировать размеры большего количества скоплений галактик или обнаружится какая-нибудь сверхгигантская гравитационно связанная система.