Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

Одной из таких антенных систем является LOFAR (от англ. LOw Frequency ARray – Низкочастотная [антенная] решетка) – радиоинтерферометр, который разрабатывается нидерландским институтом ASTRON (от нидерл. ASTRonomisch Onderzoek in Nederland – Астрономические исследования в Нидерландах) и будет использоваться радиообсерваторией ASTRON. Этот проект предполагает создание интерферометрической решетки из радиотелескопов, распределенной по Европе. LOFAR – комплекс, состоящий из тысяч достаточно недорошлстоящих антенн, расположенных в100-километровом регионе Нидерландов, а также на станциях в разных частях Европы, удаленных от Нидерландов на расстояние до 1500 км: в Швеции, Германии, Великобритании и Франции. Этот комплекс предназначен для обнаружения радиочастот от 10 до 250 МГц и подходит для исследования того, чему дали имя «низкочастотная Вселенная». Что отличает LOFAR от традиционных телескопов? Его антенны всенаправленны: они могут регистрировать все небо одновременно. Затем, чтобы наблюдать определенную точку на небе, собираются сигналы от всех антенн и передаются суперкомпьютеру для определения апертуры. Несмотря на то, что для приема сигналов по-прежнему используются антенны, LOFAR, по сути, – цифровой телескоп, создание которого стало возможно только благодаря современным вычислениям, мощность и изощренность (и доступность) которых со временем будут только расти.

Изображение нейтрального атомарного газообразного водорода (HI) на карте галактики NGC 628 получено в ходе серии наблюдений проекта «Обзор ближайшей галактики» (англ. The HI Nearby Galaxy Survey, THINGS). Этот газ испускает радиоволны на специфической частоте 1,4 ГГц: настроив на нее радиотелескопы, можно составить карту «обитания» нейтрального атомарного газа в галактиках. Этот снимок объединяет ультрафиолетовое и инфракрасное излучение (розовое и фиолетовое соответственно) с радиоизображением, фиксирующим газовые области HI (синее). Наблюдения атомарного газа расширяют спиральную структуру далеко за пределы звездного диска, поэтому они могут использоваться для исследования окраин богатых газом галактик и поиска материала, который может стать топливом для звездообразования, при условии, что он способен коллапсировать в плотные облака, которые подойдут для образования молекулярного водорода (то есть два атома водорода должны быть связаны друг с другом) и последующего формирования звезды

Это изображение спиральной галактики M83 объединяет в себе наблюдения УФ-излучения молодых массивных звезд (сине-розовая спираль), выполненные орбитальным телескопом GALEX, и радионаблюдения излучения нейтрального газообразного водорода (красные области). Обратите внимание, что нейтральный водород простирается далеко за пределы главной звездной структуры и частично прослеживается скоплениями голубых звезд – сигнатурами звездообразования в расширившихся газовых рукавах диска.Нейтральный атомарный водород является строительным материалом галактик и может быть использован для отслеживания внешней галактической среды, где мало звезд

Как и ALMA, LOFAR – фантастически мощный инновационный телескоп, который поможет совершить революцию в астрономии XXI века. Одна из его задач – обнаружение 21-сантиметровой линии нейтрального атомарного водорода в области той эпохи, когда сформировались первые звезды и галактики и где высокое излучение было смещено в красную зону на очень низкие частоты, – это последний рубеж исследований эволюции галактик. Также LOFAR имеет и более практичное применение: он используется в качестве сенсорной сети, которая необходима для геофизических и сельскохозяйственных исследований.

Галактическая динамика: танцы под музыку гравитации

Мы много говорили о составе галактик и о том, как мы можем измерить необходимые компоненты, используя различные инструменты и методы наблюдения. Но есть еще одно важное наблюдаемое свойство галактик – динамика. Галактики не статичны: они движутся относительно друг друга с космическим расширением, а также с локальным гравитационным притяжением. Есть также и движения внутри отдельных галактик, которые мы можем измерить. Для галактик, таких как Млечный Путь, возможно, наиболее важным движением является вращение диска. Наша Солнечная система расположена примерно в двух третях пути от галактического центра и вращается вокруг него со скоростью более 200 км/с. При таком темпе требуется почти 250 млн лет, чтобы пройти по полной галактической орбите. Орбитальная скорость движения Солнечной системы вокруг центра контролируется некоторой относительно простой физикой: фактически это те же законы, которые управляют движением планет вокруг Солнца. Проще говоря, скорость вращения зависит от того, сколько гравитирующей массы существует между нами и центром нашей орбиты. Другими словами, нам нужно установить, сколько массы находится в Млечном Пути от центра балджа до радиуса Солнца.

Если рассматривать Солнечную систему как изолированную структуру, то она будет довольно проста, потому что бо́льшая часть всей массы системы находится в одной точке – это Солнце. Форма орбит планет в основном определяется гравитационным натяжением Солнца и, уже в меньшей степени, их взаимным притяжением. Внутренние планеты вращаются вокруг

Солнца быстрее, чем внешние. Распределение массы в галактике немного сложнее, но принцип тот же: скорость вращения диска на разных расстояниях от центра связана с количеством промежуточной гравитирующей массы в центре диска.

Представьте себе маленькую сферу с центром в балдже нашей Галактики. Теперь вообразите, что мы можем сложить всю содержащуюся в ней массу, а затем посмотреть, как она увеличивается по мере того, как мы увеличиваем сферу, постепенно охватывая все бо́льшую и бо́льшую часть Галактики, – это становится похоже на некий аудит галактической массы. На практике же следует помнить, что, наблюдая за галактиками, мы можем добавить только ту массу, которую мы действительно видим в форме излучаемого света. На первый взгляд кажется, что в центре Галактики много массы – особенно в этом большом, ярком и плотном звездном балдже. По мере расширения нашей воображаемой сферы, количество содержащейся в ней массы быстро увеличивается, и параллельно мы добавляем еще немного, захватывая спиральный диск. Наблюдаемая масса перестает расти и выравнивается, как только наша сфера выходит за пределы диска, где у нас кончаются звезды, пыль и газ – мы достигли общей наблюдаемой массы Галактики. Этот подход можно применить и к другим галактикам (на самом деле в отношении других галактик это сделать даже проще, потому что мы можем видеть их целиком, в то время как с Млечным Путем всегда будет сохраняться проблема точки наблюдения). Мы только что суммировали массу в Галактике как функцию радиуса от центра. Но если скорость вращения диска на разных радиусах зависит от общей массы, заключенной в оболочку, то более элегантным методом измерения общей массы спиральной галактики будет использование ее кривой вращения – изменения орбитальной скорости диска по мере того, как мы движемся от его центра.