Экстремально глубокий космос Самые далекие галактики, непостоянство постоянных и линейка для звезд в астрообзоре «Ленты.ру»

Как рассмотреть галактики, свет которых шел к нам 12 миллиардов лет? Постоянны ли физические постоянные или они меняются со временем? Можно ли измерить в прямом эксперименте радиус звезды? Что такое ультрамощные источники? Об этом и многом другом читайте в свежем обзоре астрономических препринтов на «Ленте.ру».

Далеко-далеко

Международная группа ученых (из США, Нидерландов, Великобритании и Швейцарии) представила «экстра-глубокий обзор» (XDF, eXtreme Deep Field), основанный на данных наблюдений на космическом телескопе «Хаббл». И хотя официальное объявление о нем было сделано еще в сентябре прошлого года, конечный результат работы ученых выложен в открытый доступ только сейчас. Обзор представляет собой, по сути, снимок небольшого участка неба в созвездии Печь в разных диапазонах длин волн — от ультрафиолетового до инфракрасного. Снимок получен сложением данных отдельных наблюдений этого же участка неба, проведенных ранее в разных диапазонах в рамках девятнадцати различных программ, выполнявшихся на «Хаббле». Тысячи галактик, запечатленные в данном обзоре, представляют собой самые старые из когда-либо наблюдавшихся объектов — свет от некоторых из них шел до нас более 12 миллиардов лет. В результате XDF стал самым «глубоким» взглядом человечества во Вселенную за все время телескопической астрономии.

История так называемых глубоких обзоров «Хаббла» начинается в 1995 году, когда был сделан первый из них — Hubble Deep Field, полученный непрерывным накоплением света в течение десятков часов от небольшой области в созвездии Большой Медведицы. Площадка для того снимка (равно как и для последующих глубоких хаббловских обзоров) выбиралась так, чтобы, с одной стороны, орбитальный телескоп мог непрерывно наблюдать ее в течение длительного времени, а с другой стороны, чтобы в ней не было ярких звезд, способных затмить своим светом слабые далекие галактики, ради которых этот обзор и затевался.

Галактики, обнаруженные в поле HDF, были самыми далекими из наблюдавшихся до того времени. Их свойства — цвета, количество, распределение на небе, структура — дали ученым очень ценный материал для понимания первых этапов формирования нашей Вселенной, образования первых звезд и галактик. Тем более что на одном снимке HDF было запечатлено несколько тысяч таких древних галактик. А ведь до того подобных объектов было известно крайне мало. Затем, в 1998 году, похожий глубокий снимок был сделан и на южном небе — в районе созвездия Тукана. Он получил название Hubble Deep Field South (HDFS).

В XXI веке программа глубоких обзоров получила новую жизнь благодаря оборудованию, установленному на «Хаббл» в ходе сервисных миссий. С помощью Усовершенствованной обзорной камеры (ACS, Advanced Camera for Surveys) и Широкоугольной камеры-3 (WFC3, Wide Field Camera 3) астрономы смогли получить два еще более глубоких снимка небольшой области неба, в созвездии Печь, названных Hubble Ultra Deep Field и Hubble Ultra Deep Field 09 соответственно. Причем последний снимок был сделан в инфракрасной области спектра, что позволило рассмотреть еще более далекие галактики.

Два глубоких снимка одного и того же участка неба в разных диапазонах удачно дополняют друг друга и в сумме дают больше информации, чем каждый из них в отдельности. Но авторы обсуждаемой работы обнаружили, что можно пойти еще дальше, не создавая при этом новой наблюдательной программы для космического телескопа. К ультраглубоким обзорам 2002 и 2009 годов астрономы решили добавить данные других наблюдений телескопа, которые так или иначе затрагивали ту же область неба.

Таких наблюдений за последние десять лет набралось почти три тысячи. Они были сделаны в ходе семнадцати наблюдательных программ, связанных с изучением далеких галактик. Совместив всю эту информацию, астрономы получили снимок, эквивалентный непрерывному накоплению света от этой площадки неба в течение трех недель в диапазоне от близкого ультрафиолетового до среднего инфракрасного света.

В результате астрофизики получили еще примерно на треть больше информации о ранних этапах жизни Вселенной, затрагивающих времена в несколько сотен миллионов лет после Большого взрыва. В ближайшее время, видимо, следует ждать результатов анализа полученных новых данных. На следующие несколько лет этот обзор останется нашим самым глубоким, самым далеким взглядом во Вселенную. Взглянуть еще дальше мы сможем только тогда, когда заработает телескоп имени Джеймса Уэбба – космическая обсерватория, которая сменит телескоп имени Хаббла на орбитальной вахте.

Зорко-зорко

Международная группа ученых, работающих в рамках Центра высокого пространственного разрешения (CHARA, Center for High Angular Resolution Astronomy) Университета штата Джорджия (США), опубликовала результаты прямого измерения радиуса трех звезд в созвездии Лебедя. Узнать размеры звезд, удаленных на расстояние десятка световых лет, удалось благодаря сочетанию метода интерферометрии с данными гелиосейсмологии.

Уже без малого десять лет на горе Вилсон (в том же месте, где находится знаменитая обсерватория Маунт Вилсон), в Калифорнии, работает комплекс из шести телескопов диаметром в один метр, которые объединены в единый прибор и работают в режиме интерферометра.

Строго говоря, даже обычный телескоп является интерферометром. Он «анализирует» разность фаз лучей света, пришедших на разные края его объектива. Чем больше расстояние между ними (то есть чем больше диаметр объектива), тем больше разрешающая способность телескопа. Для самых больших современных телескопов это расстояние составляет около десяти метров.

Если же два небольших телескопа разнести на расстояние, скажем, в триста метров, то мы получим систему, эквивалентную по разрешающей способности трехсотметровому гиганту, который вряд ли когда-либо вообще будет построен на Земле (способность собирать свет от этого, впрочем, не увеличится, поэтому строить большие телескопы по-прежнему имеет смысл).

CHARA является подобной интерферометрической системой. Ее угловое разрешение настолько велико, что позволяет напрямую «увидеть» диск далекой звезды и измерить его диаметр. «Увидеть» в данном случае окружено кавычками, потому что изображение диска еще надо построить после обработки интерферометрических наблюдений.

Непосредственное измерение диаметра звезды имеет очень большую важность для астрономии. Без него невозможна независимая проверка наших теорий внутреннего устройства и эволюции звезд. Если яркость, удаленность и даже массу звезд (наблюдая двойные системы) мы можем достаточно легко установить, то прямое измерение их размеров возможно только методами интерферометрии и является нетривиальной процедурой — реализовать ее удается только для небольшого количества очень ярких объектов. Именно поэтому новые наблюдения всякий раз оказываются ценными, несмотря на то что первые результаты звездной интерферометрии были получены в той же обсерватории Маунт Вилсон еще сто лет назад.

Авторы новой работы провели измерения диаметров трех ярких звезд в созвездии Лебедя: звезды тета Лебедя и двух компонентов двойной системы звезды 61 Лебедя — A и B. Выбор этих звезд был неслучаен. Они входили в список объектов, которые наблюдались космической обсерваторией «Кеплер» (тета Лебедя — ярчайшая из всех звезд, которые наблюдал «Кеплер»). Последняя предоставила ряд очень точных измерений яркости этих звезд, в которых были обнаружены «следы» низкочастотных акустических волн, пронизывающих звезду.

Звезда, как известно, представляет собой раскаленный газовый шар. Газ в ней не остается в спокойном состоянии, а так же, как и нагретая вода, «кипит». И так же, как в кипящей воде, по объему газа начинают распространяться звуковые волны — звезда начинает «гудеть» аналогично закипающему чайнику. Это гудение в конечном итоге сказывается и на наблюдаемых кривых блеска. Молодой раздел астрономии, изучающий акустические волны в недрах звезд называется гелиосейсмологией . «Гелио» — потому что в первую очередь такие волны изучаются на примере Солнца.

Частоты колебаний на поверхности звезды зависят от ее плотности и уровня гравитации. Эти частоты были получены из измерений «Кеплера» и, будучи дополнены данными интерферометрических наблюдений, позволили практически напрямую совместно определить радиусы, массы и температуры этих звезд с достаточно хорошей точностью.

Интересно, что все три звезды оказались весьма похожими на наше Солнце по всем параметрам. Теперь эти данные будут использоваться теоретиками, чтобы ограничивать полет их фантазии в деле разработки теории строения и эволюции звезд.

Непостоянная постоянная

Интернациональная группа исследователей проверила гипотезу о зависимости так называемой постоянной тонкой структуры от силы окружающего гравитационного поля.
Для этого ученые использовали спектральные наблюдения одного из белых карликов нашей Галактики, выполненные на телескопе «Хаббл». Наличие такой зависимости говорило бы в пользу некоторых условно экзотических теорий полей и частиц, расширяющих Стандартную модель. В итоге авторы рапортуют о том, что такая зависимость скорее есть, чем нет, хотя статистическая значимость результата не очень велика.

Утверждение о том, что фундаментальные физические постоянные (такие, как ньютонова гравитационная постоянная G, отношение масс протона и электрона, скорость света в вакууме и так далее) совершенно необязательно одинаковы всегда и везде, для физиков не является какой-то крамолой. Постоянство постоянных, строго говоря, ниоткуда не следует. Другое дело, можем ли мы предложить разумную физическую гипотезу, объясняющую возможное непостоянство этих величин либо их зависимость от внешних условий?

Одна из первых таких гипотез, например, была предложена еще в тридцатых годах прошлого века знаменитым английским физиком Полем Дираком. Она, быть может, не очень строгая, но очень красивая. Дирак обратил внимание на то, что если из известных фундаментальных констант составлять безразмерные (то есть не привязанные к эталонам времени, массы и прочему) комбинации, то они часто выражаются очень большими числами вроде 10⁴⁰ или 10⁸⁰. Например, масса Вселенной, выраженная в массах протона, оказывается порядка 10⁸⁰. В то же время такие большие числа не следуют из наших теорий, а стало быть, являются внешними параметрами. С каким свойством нашей Вселенной они связаны, чем определяются? Дирак предположил, что они как-то отслеживают другое, в большей степени очевидное большое число, а именно — возраст Вселенной, выраженный в единицах времени, характерного для процессов внутри атома — тау. Последнее, в силу малости атома, также мало, и отношение одного к другому оказывается как раз порядка 10⁴⁰. То есть достаточно большим. Но если причина больших чисел действительно в этом, то большинство фундаментальных постоянных (например, G) должны меняться с возрастом Вселенной. И можно даже предсказать темп их изменения.

Впрочем, сразу стоит оговориться, что значимое изменение на космологических временах известных фундаментальных постоянных на сегодня не обнаружено. Но это не мешает ученым создавать теории, предсказывающие такой эффект или по крайней мере предполагающие зависимость мировых констант от внешних условий.

Например, это касается постоянной тонкой структуры альфа, приблизительно равной 1/137. Эта безразмерная константа характеризует силу электромагнитного взаимодействия. Именно от этой величины зависит, как именно взаимодействуют электроны и ядра в атоме, а следовательно, и сама структура атомов. В частности, ею будут определяться наборы спектральных линий излучения атома конкретного элемента. Помещая атомы в различные внешние условия и сравнивая их спектры, можно пытаться измерить эффект «непостоянства» этой постоянной.

Одним из внешних параметров, влияющих на альфа, может быть сильное гравитационное поле. В данном случае «сильное» означает гораздо сильнее, чем поле Земли или даже Солнца. Такое не сделаешь в земной лаборатории, но природа пошла нам навстречу и создала объекты, с одной стороны, обладающие сильной гравитацией, а с другой — несущие на своей поверхности атомы некоторых тяжелых элементов. Это белые карлики — вырожденные ядра звезд типа нашего Солнца, продукты их долгой эволюции. Они имеют размеры порядка нашей планеты, а массу лишь немногим меньше солнечной. Плотности белых карликов достигают 10⁹ граммов на кубический сантиметр, что, конечно, означает очень сильную гравитацию на поверхности.

Наблюдая спектр белого карлика и сравнивая длины волн линий элементов со значениями, измеренными в лаборатории, мы можем попытаться уловить эффект зависимости альфа от гравитационного поля.

Эту работу и проделали авторы, используя выполненные «Хабблом» наблюдения одного белого карлика в созвездии Возничего. Физики изучали спектральные линии четырехкратно ионизованных железа и никеля. По первому элементу оказалось, что небольшое (на уровне сотых долей процента) изменение постоянной тонкой структуры альфа все же наблюдается. Но вот по линиям никеля подтвердить этот эффект не удалось из-за недостаточной точности измерений. Экзотический эффект, с одной стороны, проглядывает, с другой же стороны, его значимость еще очень мала для того, чтобы твердо утверждать, что он был найден. Тем не менее результат воодушевил авторов, и они очень надеются на последующее увеличение точности подобных наблюдений.

Мощные-мощные

Сразу несколько недавно вышедших работ были посвящены исследованиям так называемых ультрамощных рентгеновских источников (Ultraluminous X-ray Source, ULX). Это точечные источники рентгеновского излучения, природа которых еще до конца не выяснена. Дело в том, что их светимость (то есть количество энергии, излучаемой в единицу времени) слишком мала по сравнению со светимостью далеких квазаров, но слишком велика для звезд и даже релятивистских звездных систем, содержащих типичную нейтронную звезду или черную дыру.

Ультрамощные источники (в русскоязычной литературе их часто называют ультраяркими, что не совсем удачно) были открыты в восьмидесятых годах прошлого века в наблюдениях космической обсерватории имени Эйнштейна — одного из первых космических телескопов. В наши дни миссии XMM-Newton и Chandra довели количество объектов-кандидатов в ULX до нескольких сотен.

Это всегда точечные объекты, наблюдаемые в относительно близких галактиках или по крайней мере проектирующиеся на них. Если они действительно принадлежат галактикам, в которых их наблюдают, то они должны быть так или иначе связаны с остальным звездным населением. Однако оценка светимости этих ULX-источников оказывается на порядки больше таковой для любой типичной звезды или релятивистской звездной системы. Это является вызовом нашим теориям звездной эволюции, потому что сделать очень мощный источник излучения очень непросто по причинам, которые носят фундаментальный характер.

Дело в том, что поток фотонов (свет) оказывает давление на ту поверхность, на которую падает (то есть которую освещает). И если представить себе, что в недрах обычной звезды стало рождаться очень много квантов света, то в какой-то момент их суммарное давление превысит действие самогравитации, удерживающей вещество звезды от разлета. Это значит, что звезда не может светить слишком ярко. Верхний предел ее светимости (называемый Эддингтоновской светимостью) пропорционален массе и для звезды типа Солнца в тысячу раз меньше, чем наблюдаемая светимость ULX-источников. Поэтому последние точно не являются звездами.

Другой возможный сценарий их появления заключается в том, что мы имеем дело с двойной системой, в которой вещество от обычной звезды перетекает на компактный релятивистский объект — например, черную дыру. Однако здесь также имеет место предел, аналогичный Эддингтоновскому, и если мы хотим объяснить ULX-источники таким образом, нам необходимо предположить либо анизотропность их излучения, либо очень большую массу соответствующей черной дыры. Очень большую — это тысячи и десятки тысяч масс Солнца. Такие объекты называются черными дырами промежуточных масс. Их существование позволило бы легче объяснить наличие сверхмассивных черных дыр в центральных областях галактик (в том числе и нашей) и проверить ряд предположений о самых первых звездах Вселенной. Однако твердых указаний на существование таких черных дыр по сей день у нас нет, а одним из «нетвердых» являются ультрамощные источники.

Какая из существующих теорий об устройстве ультрамощных рентгеновских источников является верной, могут сказать только детальные наблюдения этих объектов разными методами. И вот в одной из свежих статей приводятся результаты спектральных исследований четырех ULX-источников при помощи Очень большого телескопа в Чили.

При внимательном рассмотрении оказалось, что три объекта все-таки являются подвидом квазаров, а именно активными ядрами галактик, светимость которых определяется процессами взаимодействия вещества со сверхмассивной черной дырой. Их изображения были всего лишь «удачно» спроецированным на более близкие галактики.

Однако четвертый объект, по-видимому, все же является истинным ультрамощным источником. Если результаты авторов подтвердятся, может получиться, что весьма существенная часть сегодняшних кандидатов в ультрамощные источники в действительности окажется активными ядрами галактик, природа которых нам, в общем, понятна. А значит, истинные ультрамощные источники еще более редки, нежели предполагалось ранее, и это накладывает существенные требования на те теории, которые претендуют на объяснение их природы и свойств.