Звезды-бродяги и галактические филаменты
Что такое голубые бродяги и из-за чего они тревожат астрологов? Как наличие широкомасштабной структуры Вселенной воздействует на судьбу в галактиках? Что же все-таки являются стремительные радиовсплески?
Наконец, как легко и ясно оценить действие чёрной энергии на формирование Вселенной?
Голубые бродяги
Звезды в шаровых либо рассеянных скоплениях образуются на протяжении гравитационного коллапса, происходящего приблизительно в одно время, но в различных точках одного и того же молекулярного облака. Исходя из этого возраст всех звезд скопления должен быть примерно однообразным.
Соответственно, однообразными у них должен быть и главный цвет в спектре.
Но еще в пятидесятых годах прошлого века американский астролог Сендэдж обратил внимание на шаровое скопление M3 (номер три в каталоге Шарля Мессье). В его составе обнаружились звезды, цвет которых был более голубым, чем цвет большинства звезд скопления.
В первом приближении возраст звезды возможно связать с ее цветом — чем звезда голубее, тем она моложе, чем краснее, тем старше. Более того, голубые звезды имеют относительно маленькую длительность судьбы, соответственно, возраст звезд в M3 различается, причем достаточно очень сильно.
Это несоответствие стало называться «неприятности голубых бродяг».
Снимок центральной части шарового скопления NGC6362, на котором прекрасно видны голубые бродяги.
Фото ESO, James Dunl
Дабы растолковать существование таких звезд, ученые высказали предположение, что последние не были рождены в скоплении, но были захвачены его гравитацией из окружающей части галактики. Другими словами это вправду юные, но «перебежавшие» из межгалактического пространства звезды.
Это и породило их наименование — голубые бродяги (blue stragglers).
Но со временем эту догадку было нужно отбросить, и ее место заняла вторая, более прекрасная. Но имя «голубые бродяги» за звездами в шаровых скоплениях аномальной голубизны осталось.
Сейчас астрофизики уверены в том, что голубые бродяги — это звезды, входящие в состав двойных совокупностей, образованных в скоплении. На протяжении судьбы они «перетащили» с компаньона много вещества, тем самым собрав массу.
Это машинально сделало их голубее, соответственно, они стали выглядеть моложе. Со своей стороны от звезды-компаньона должно было остаться раздетое вырожденное ядро.
Такие ядра именуются белыми карликами и прекрасно изучены современной астрономией. Это мелкие, не больше отечественной планеты, но всего лишь вдвое менее тяжелые, чем Солнце, звезды.
Они достаточно тёплые и излучают, по большей части, тепловое излучение (как нагретое железо), но из-за собственных малых размеров весьма тусклые. К тому же они лучше проявляют себя в ультрафиолетовом диапазоне, почему замечать их через простой телескоп в видимом свете затруднительно.
Процесс образования голубого бродяги через перетекание массы с одной звезды на другую
Иллюстрация Aaron Geller
В целом, неприятность бродяг считается решенной, но радость ученых была бы неполной без маленького, но ответственного наблюдательного результата, взятого астрологами из америки, Великобритании и Канады.
Несколько лет назад астрологи изучали рассеянное скопление NGC188. Это скопление владеет большой популяцией голубых бродяг.
Тогда при помощи спектральных (допплеровских) наблюдений было обнаружено, что «бродяги» NGC188 вправду не являются одиночными звездами, а обращаются около центра масс вместе с некоторыми, невидимыми, компаньонами. Тогда удалось оценить и массу компаньонов — она была не больше половины массы Солнца, что есть обычным значением для белых карликов.
Сейчас посредством телескопа «Хаббл» удалось найти характерное свечение белых карликов от этих совокупностей — хороший финальный ход для подтверждения главной догадки о природе голубых бродяг. У трех из двадцати известных голубых бродяг скопления с уверенностью обнаружились компаньоны, имеющие спектры, характерные как раз для белых карликов.
У остальных звезд компаньоны, вероятнее, через чур тусклые кроме того для «Хаббла».
Но, в любом случае, кроме того три объекта, найденные напрямую, свидетельствуют: сценарий с переносом массы вправду имел место в таких совокупностях, и это неизбежно должно было привести к образованию «омолодившейся» светло синий звезды.
Филаменты не необходимы
Галактики во Вселенной распределены не однородно, но образуют структуру в виде огромной губки. Громадные вакуумы межгалактического пространства, как показывают наблюдения, разграничены «узкими» стенками, около которых, в большинстве собственном, концентрируются все звездные «острова».
Это так называемая широкомасштабная структура Вселенной. Таковой вид она приняла благодаря действию чёрной материи, которая в общем и есть главным связующим (в гравитационном смысле) элементом их скоплений и галактик.
Итак, обрисовывая пространственное распределение галактик, ученые выделяют «воиды» (либо пустоты) и филаменты — линии, на протяжении которых выстраиваются галактики. Направление, в котором вытянут ближайший к раздельно забранной галактике филамент, оказывается выделенным.
И логично высказать предположение, что какие-то свойства данной галактики будут зависеть от этого направления.
Широкомасштабная структура Вселенной по настоящим наблюдениям (светло синий цвет) и по итогам моделирования (красный). Любая точка на рисунке – отдельная галактика.
Расстояние до нее отсчитывается на протяжении радиуса, а направление отражает направление на небе
Иллюстрация V. Springel, C. Frenk S.White
Действительно, у галактики не так уж и большое количество черт, каковые по большому счету смогут зависеть от какого-либо направления. И первое (и самое очевидное) из них — это ориентация оси вращения галактики. (Правильнее, среднее направление перпендикуляра к плоскостям галактических орбит звезд.)
Зависит ли направление оси вращения галактики от направления, на протяжении которого вытянут локальный филамент широкомасштабной структуры? И в случае если зависит то как?
Ответы на эти вопросы разрешили бы лучше осознать эволюцию как отдельных галактик, так и структуры материи во Вселенной в целом.
в течении последних лет различные авторы, исходя из различных мыслей, пробовали разобраться в данной проблеме, и нельзя сказать, что им удалось прийти к какому-либо консенсусу. Но сейчас громадная интернациональная коллаборация ученых решила поставить если не точку, то хотя бы уверенную точку с запятой в этом вопросе.
Они в первый раз совершили широкомасштабное (во всех смыслах) компьютерное моделирование эволюции полутора сотен тысяч галактик, в котором учитывалось их сотрудничество с теми самыми филаментами широкомасштабной структуры.
Итог, к которому пришли исследователи, говорит о том, что направление локального филамента вправду воздействует на ось вращения галактики — последняя вращается, фактически, как бы около филамента. Но, это правильно не для каждой галактики.
Примечательно, что часть звездных совокупностей должны вращаться принципиально в противном случае — около оси, перпендикулярной направлению филамента.
Такое разделение авторы растолковывают тем, что часть галактик на протяжении собственной эволюции переживают слияния с другими звездными совокупностями. Это ведет к перемешиванию звезд (и их орбит) в оказавшейся более массивной галактике.
Что, со своей стороны, приводит и к трансформации средней оси вращения. И вправду, галактики, каковые оказываются скорее «нанизанными» на филаменты, неизменно менее массивны – другими словами они не пережили событие слияния со собственными соседями.
Стремительные и родные
Прошлый год принес астрологам новое явление — маленькие радиовсплески (Fast Radio Bursts, FRB ). Их наименование всецело отражает их сущность — это весьма маленькие (длиной всего пара миллисекунд) всплески радиоизлучения, обнаруживаемые на длинах волн порядка нескольких десятков сантиметров. Они непредсказуемы и, по-видимому, смогут приходить из любой области неба.
Открытие первого из них в 2007 было случайным. А потом в архивных данных радионаблюдений были обнаружены еще пять аналогичных событий.
Шесть примеров явления — это, очевидно, еще мало чтобы строить жёсткие догадки о его физической природе. Но это кроме этого предлог изучить область неба, из которой пришел любой таковой всплеск, более подробно.
Итог компьютерного моделирования широкомасштабной структуры. Любая точка изображения – отдельная галактика.
На рисунке прекрасно видна ячеистая структура распределения материи, складывающаяся из войдов (вакуумов) и вытянутых филаментов
Иллюстрация NASA
Главной изюминкой маленьких радиовсплесков есть то, что их коротковолновая составляющая приходит к нам чуть раньше длинноволновой (эти всплески не монохроматичны). Это происходит из-за размывания импульса при его перемещении 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 узнаваемые FRB пришли к нам с космологических расстояний, из далеких галактик.
В случае если это вправду так, то с ними должен быть связан какой-то сверхмощный, достаточно экзотический механизм — типа слияния нейтронных звезд либо черных дыр, коллапса сверхтяжелых звездных ядер либо вспышек, рожденных в регионах больших магнитных полей. Но кое-какие авторы предлагали и более прозаичные догадки наподобие вспышечной активности простой звезды, реализующейся легко при особенном стечении некоторых внешних факторов.
Подобные догадки уже не требуют сверхмощных источников, что очень сильно увеличивает возможность 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.
Исходя из этого двое австралийских астрологов решили совершить детальные спектральные наблюдения той области пространства, в которой был увиден самый первый (по хронологии регистрации) всплеск FRB 010621. Он по большому счету пара отличается от своих собратьев тем, что случился практически в плоскости галактики, в то время как остальные были увидены высоко над ней.
Полученные спектры разрешили лучше выяснить плотность межзвездной среды в этом направлении и заново оценить расстояние до источника. На этот раз оно не вышло за пределы галактики с возможностью 90 процентов.
Так что именно это событие, вероятнее, не космологической природы. Соответственно, и остальные пять кроме этого в полной мере имели возможность случиться где-то «поблизости».
Мало света на чёрную энергию
Чёрная энергия — это что-то, чем заполнено весь обьем Вселенной и что заставляет его (и ее) расширяться все стремительнее и стремительнее. Другими словами с ускорением.
В терминах физических уравнений это значит, что чёрная энергия является материей (а энергия и материя сущность одно да и то же, как продемонстрировал еще Альберт Эйнштейн), владеющую отрицательным давлением. В случае если p это давление на границе некоей области, а r это плотность чёрной энергии в ней, то пишут что p = w*r, где w — коэффициент, равный –1.
Либо второму числу, в зависимости от того, какую природу имеет чёрная энергия.
При w = –1 плотность чёрной энергии везде постоянна, и она представляет собой что-то наподобие энергии безлюдного пространства — пространства самого по себе (следовательно, при расширении пространства количество данной энергии возрастает). При w –1 чёрная энергия будет больше похожа на привычную нам материю, хоть и с экзотическими особенностями.
Выяснение величины этого коэффициента на базе наблюдений есть серьёзной задачей современной космологии. И вот трое греческих ученых внесли предложение остроумный метод, как возможно легко взять дополнительное наблюдательное ограничение на величину w, соответственно, и на особенности чёрной энергии.
Их мысль весьма несложна. В случае если отечественная Вселенная расширяется с ускорением, то обязан существовать максимальный размер гравитационно связанной совокупности — галактики либо скопления галактик, в которой ускорение за счет расширения будет выше, чем ускорение за счет сил гравитации, собирающей галактики и звезды в скопления. Соответственно, совокупности через чур громадных размеров существовать не смогут — их . Причем данный большой размер будет зависеть от степени «ускоренности» расширения Вселенной, другими словами от w.
Итак, легко имея оценки размеров самых громадных известных совокупностей во Вселенной, возможно сократить значение w.
Действительно, при таком несложном способе конечно ожидать, что и ограничение не будет через чур строгим. Все, что смогли сообщить авторы, пользуясь известными размерами нескольких скоплений галактик, так это то, что w очевидно больше –2, что не противоречит ни ситуации, в то время, когда w = –1, ни в то время, когда w –1.
Но, эту оценку возможно будет сделать более строгой, в случае если проанализировать размеры большего количества скоплений галактик либо обнаружится какая-нибудь сверхгигантская гравитационно связанная совокупность.
Источник: lenta.ru
Как появляются блуждающие планеты? [Fraser Cain]
