Най-отдалечените галактики, променливостта на константите и линийката за звездите в астроизследването "" Cosmos Science
далеч, далеч
Историята на така наречените дълбоки изследвания на Хъбъл започва през 1995 г., когато е направено първото от тях - Хъбъл Deep Field, получено чрез непрекъснато натрупване на светлина в продължение на десетки часове от малка площ в съзвездието Голяма мечка. Мястото за това изображение (както и за последващи дълбоки изследвания на Хъбъл) е избрано така, че от една страна орбиталният телескоп да може непрекъснато да го наблюдава дълго време, а от друга страна, така че да не съдържа ярки звезди, които биха могли да засенчат със светлината си слабите далечни галактики, за които е започнато това изследване.
Галактиките, открити в HDF полето, са най-отдалечените галактики, наблюдавани дотогава. Техните свойства - цветове, количество, разпределение в небето, структура - дадоха на учените много ценен материал за разбиране на първите етапи от формирането на нашата Вселена, формирането на първите звезди и галактики. Освен това няколко хиляди такива древни галактики са заснети на едно HDF изображение. Но преди това са били известни много малко такива обекти. След това, през 1998 г., подобно дълбоко изображение е направено в южното небе - в района на съзвездието Тукан. Той беше наречен Hubble Deep Field South (HDFS).
През 21-ви век на програмата за дълбоко изследване е даден нов живот благодарение на оборудването, инсталирано на Хъбъл по време на сервизни мисии. Използвайки Advanced Camera for Surveys (ACS) и Wide Field Camera 3 (WFC3), астрономите успяха да заснемат две още по-дълбоки изображения на малка част от небето в съзвездието Furnace, наречени съответно Hubble Ultra Deep Field и Hubble Ultra Deep Field 09. Освен това последната снимка е направена в инфрачервената област на спектъра, коетонаправи възможно да се видят още по-далечни галактики.
През последните десет години има почти три хиляди такива наблюдения. Те са направени в хода на седемнадесет програми за наблюдение, свързани с изучаването на далечни галактики. Комбинирайки цялата тази информация, астрономите получиха изображение, еквивалентно на непрекъснато натрупване на светлина от тази област на небето в продължение на три седмици в диапазона от близка ултравиолетова до средна инфрачервена светлина.
В резултат на това астрофизиците са получили около една трета повече информация за ранните етапи от живота на Вселената, засягащи времената няколкостотин милиона години след Големия взрив. В близко бъдеще, очевидно, трябва да изчакаме резултатите от анализа на получените нови данни. През следващите няколко години този преглед ще остане нашият най-дълбок, най-далечен поглед във Вселената. Ще можем да погледнем още по-далеч едва когато заработи телескопът Джеймс Уеб, космическа обсерватория, която ще замени телескопа Хъбъл в орбиталния часовник.
бдително бдително
Вече почти десет години на планината Уилсън (на същото място, където се намира известната обсерватория Маунт Уилсън), в Калифорния, работи комплекс от шест телескопа с диаметър един метър, които са обединени в едно устройство и работят в режим на интерферометър.
Строго погледнато, дори обикновеният телескоп е интерферометър. Той "анализира" фазовата разлика на светлинните лъчи, дошли до различни ръбове на неговата леща. Колкото по-голямо е разстоянието между тях (т.е. колкото по-голям е диаметърът на лещата), толкова по-голяма е разделителната способност на телескопа. За най-големите съвременни телескопи това разстояние е около десет метра.
Ако два малки телескопа са разделени на разстояние, да речем, триста метра, тогава получаваме система, еквивалентна наразделителна способност до 300-метров гигант, който е малко вероятно някога да бъде построен на Земята (способността за събиране на светлина от това обаче няма да се увеличи, така че все още има смисъл да се строят големи телескопи).
CHARA е подобна интерферометрична система. Ъгловата му разделителна способност е толкова голяма, че ви позволява директно да "видите" диска на далечна звезда и да измерите диаметъра му. "Вижте" в този случай е оградено с кавички, тъй като изображението на диска все още трябва да бъде изградено след обработка на интерферометричните наблюдения.
Директното измерване на диаметъра на звезда е от голямо значение за астрономията. Без него е невъзможна независима проверка на нашите теории за вътрешната структура и еволюцията на звездите. Ако яркостта, отдалечеността и дори масата на звездите (чрез наблюдение на двойни системи) могат да бъдат установени доста лесно, тогава директното измерване на техните размери е възможно само чрез интерферометрични методи и е нетривиална процедура - може да се реализира само за малък брой много ярки обекти. Ето защо новите наблюдения винаги са ценни, въпреки факта, че първите резултати от звездната интерферометрия са получени в същата обсерватория Маунт Уилсън преди сто години.
Авторите на новата работа са измерили диаметрите на три ярки звезди в съзвездието Лебед: звездата Тета Лебед и два компонента от двойната система на звездата 61 Лебед - А и В. Изборът на тези звезди не е случаен. Те бяха включени в списъка на обектите, наблюдавани от космическата обсерватория Кеплер (Тета Лебед е най-ярката от всички звезди, наблюдавани от Кеплер). Последният предостави редица много точни измервания на яркостта на тези звезди, в които бяха открити "следи" от нискочестотни акустични вълни, проникващи в звездата.
Звездата е известнае гореща газова топка. Газът в него не остава в спокойно състояние, а като нагрята вода „кипи“. И точно както във вряща вода, звуковите вълни започват да се разпространяват през обема газ - звездата започва да "бръмчи" подобно на врящ чайник. Това бръмчене в крайна сметка се отразява на наблюдаваните светлинни криви. Младият клон на астрономията, който изучава акустичните вълни в дълбините на звездите, се нарича хелиосеизмология. "Хелио" - защото преди всичко такива вълни се изучават на примера на Слънцето.
Честотите на трептенията на повърхността на звездата зависят от нейната плътност и нивото на гравитация. Тези честоти са получени от измервания на Кеплер и допълнени с данни от интерферометрични наблюдения, позволяват съвместното определяне на радиусите, масите и температурите на тези звезди почти директно с доста добра точност.
Интересното е, че и трите звезди се оказаха много подобни на нашето Слънце във всички отношения. Сега тези данни ще бъдат използвани от теоретиците, за да ограничат полета на въображението си в развитието на теорията за структурата и еволюцията на звездите.
Непостоянна константа
Твърдението, че фундаменталните физически константи (като нютоновата гравитационна константа G, съотношението на масите на протона и електрона, скоростта на светлината във вакуум и т.н.) не са непременно винаги и навсякъде едни и същи, не е някакъв вид бунт за физиците. Постоянството на константите, строго погледнато, не следва отникъде. Друго нещо е дали можем да предложим разумна физическа хипотеза, обясняваща възможната непостоянство на тези количества или тяхната зависимост от външни условия?
Една от първите подобни хипотези, например, беше предложена още през тридесетте години на миналия век от известния английски физик Пол Дирак. Тя може да не е многострог, но много красив. Дирак обърна внимание на факта, че ако безразмерни (т.е. необвързани със стандартите за време, маса и т.н.) комбинации са направени от известни фундаментални константи, тогава те често се изразяват с много големи числа като 10 40 или 10 80 . Например, масата на Вселената, изразена в маси на протони, се оказва от порядъка на 10 80 . В същото време такива големи числа не следват от нашите теории и следователно са външни параметри. С какво свойство на нашата Вселена са свързани, от какво се определят? Дирак предположи, че по някакъв начин следят друго, по-очевидно голямо число, а именно възрастта на Вселената, изразена в единици време, характерни за процесите вътре в атома - тау. Последният, поради малкия размер на атома, също е малък и съотношението на едното към другото се оказва едва около 10 40 . Това е достатъчно голямо. Но ако това наистина е причината за големите числа, тогава повечето от фундаменталните константи (например G) трябва да се променят с възрастта на Вселената. И дори можете да предвидите скоростта на промяната.
Заслужава обаче да се спомене веднага, че значителна промяна в космологичните времена на известните фундаментални константи не е открита досега. Но това не пречи на учените да създават теории, които предсказват такъв ефект или поне предполагат, че световните константи зависят от външни условия.
Например, това се отнася за константата на фината структура алфа, която е приблизително равна на 1/137. Тази безразмерна константа характеризира силата на електромагнитното взаимодействие. Именно тази стойност определя как точно електроните и ядрата си взаимодействат в атома и следователно самата структура на атомите. По-специално, той ще определи наборите от спектрални емисионни линии на атом на определен елемент. Чрез поставяне на атомиразлични външни условия и сравнявайки техните спектри, може да се опитаме да измерим ефекта от "несъответствието" на тази константа.
Един от външните параметри, влияещи върху алфа, може да бъде силно гравитационно поле. В този случай "силен" означава много по-силен от полето на Земята или дори Слънцето. Не можете да направите това в земна лаборатория, но природата ни срещна наполовина и създаде обекти, които, от една страна, имат силна гравитация, а от друга, носят атоми на някои тежки елементи на повърхността си. Това са бели джуджета – изродените ядра на звезди като нашето Слънце, продуктите на тяхната дълга еволюция. Те имат размери от порядъка на нашата планета и маса малко по-малка от тази на слънцето. Плътността на белите джуджета достига 10 9 грама на кубичен сантиметър, което, разбира се, означава много силна гравитация на повърхността.
Чрез наблюдение на спектъра на бяло джудже и сравняване на дължините на вълните на линиите на елемента със стойности, измерени в лабораторията, можем да се опитаме да уловим ефекта на зависимостта на алфа от гравитационното поле.
Мощен-мощен
Няколко наскоро публикувани статии бяха посветени на изследването на така наречените свръхмощни рентгенови източници (Ultraluminous X-ray Source, ULX). Това са точкови източници на рентгеново лъчение, чиято природа все още не е напълно изяснена. Факт е, че тяхната светимост (т.е. количеството енергия, излъчвана за единица време) е твърде малка в сравнение със светимостта на далечните квазари, но твърде висока за звезди и дори релативистични звездни системи, съдържащи типична неутронна звезда или черна дупка.
Свръхмощни източници (в българоезичната литература те често се наричат свръхярки, което не е съвсем сполучливо) са открити през 80-те години на миналия век при наблюдения на космическата обсерватория Айнщайн – една отпървите космически телескопи. Днес мисиите XMM-Newton и Chandra доведоха броя на кандидат-обектите ULX до няколкостотин.
Това винаги са точкови обекти, наблюдавани в относително близки галактики или поне проектирани върху тях. Ако те наистина принадлежат към галактиките, в които се наблюдават, тогава трябва по някакъв начин да са свързани с останалата част от звездното население. Въпреки това, изчислената светимост на тези ULX източници се оказва с порядък по-голяма от тази за всяка типична звезда или релативистична звездна система. Това е предизвикателство за нашите теории за еволюцията на звездите, защото е много трудно да се направи много мощен източник на радиация по причини, които са фундаментални.
Факт е, че потокът от фотони (светлина) упражнява натиск върху повърхността, върху която пада (тоест, която осветява). И ако си представим, че в дълбините на обикновена звезда започнаха да се раждат много светлинни кванти, тогава в един момент тяхното общо налягане ще надхвърли ефекта на собствената гравитация, която предпазва веществото на звездата от разсейване. Това означава, че звездата не може да свети твърде ярко. Горната граница на нейната яркост (наречена светимост на Едингтън) е пропорционална на нейната маса и за звезда като Слънцето е хиляда пъти по-малка от наблюдаваната яркост на източниците ULX. Следователно последните определено не са звезди.
Друг възможен сценарий за появата им е, че имаме работа с двойна система, в която материята от обикновена звезда се влива в компактен релативистичен обект - например черна дупка. Съществува обаче и граница, подобна на тази на Едингтън, и ако искаме да обясним ULX източниците по този начин, трябва да приемем или анизотропията на тяхното излъчване, или много голяма маса на съответнатаЧерна дупка. Много големи - това са хиляди и десетки хиляди слънчеви маси. Такива обекти се наричат черни дупки с междинна маса. Тяхното съществуване би улеснило обяснението на наличието на свръхмасивни черни дупки в централните региони на галактиките (включително нашата) и ще тества редица предположения за първите звезди на Вселената. Въпреки това, до ден днешен нямаме солидни индикации за съществуването на такива черни дупки, а свръхмощните източници са едни от „нетвърдите“.
Коя от съществуващите теории за структурата на свръхмощните рентгенови източници е вярна, могат да кажат само подробни наблюдения на тези обекти с различни методи. И в една от последните статии са представени резултатите от спектралните изследвания на четири източника ULX с помощта на много големия телескоп в Чили.
При по-внимателно изследване се оказа, че три обекта все още са подвид на квазари, а именно активни галактически ядра, чиято светимост се определя от процесите на взаимодействие на материята със свръхмасивна черна дупка. Техните изображения просто бяха "успешно" проектирани върху по-близки галактики.