Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

М83. Многие галактики, как правило, собираются в небольшие скопления, так что нередко мы находим огромные участки космического пространства, в которых отсутствуют или почти отсутствуют галактики и скопления. Такие области называют войдами, то есть пустотами. Также мы находим огромные группировки галактик – скопления или кластеры.

За краем кубика, в 80 см от центра нашей модели, находится огромное собрание из тысяч галактик, упакованных в сферу шириной около 20 см. Ядро этого скопления составляет несколько очень больших, не похожих на Млечный Путь галактик, таких как М31 или М83. Они представляют собой не плоские диски, а выпуклые, симметричные эллиптические галактики, не отличающиеся от Центавра A. Среди них – скопление Девы (оно называется так, потому что при наблюдении с Земли видно, что этот кластер находится в направлении созвездия Девы). Кластеры – это огромные скопления галактик, удерживаемых вместе гравитацией, и самые массивные объекты во Вселенной. По некоторым причинам, которые мы подробнее рассмотрим в следующей главе, свойства галактик в областях высокой плотности, таких как эти скопления, отличаются от свойств в среднем «поле».

Это неполное описание нашего локального объема, но мы и не ставили перед собой задачу дать ему детальную характеристику – оно позволяет лишь представить распределение галактик во Вселенной и его масштабы. Если вернуться к кубику, то можно заметить, что бо́льшая его часть – просто пустое пространство: диаметр нашей Галактики составляет лишь десятую часть процента от размера этого кубика. Другие галактики хоть и имеют различные физические размеры (самые большие – эллиптические), также занимают лишь небольшую часть общего объема пространства. Распределение галактик в пространстве не случайно: они, как правило, объединяются в группы и скопления, и если взглянуть на все галактики, можно обнаружить, что эти группы и кластеры связаны друг с другом «галактическими нитями». Формирование этих структур происходит под воздействием гравитации, а образование и эволюция галактик внутри них, то есть изменение свойств галактик в зависимости от их расположения в крупномасштабной структуре, являются областью активных исследований в принципе и бо́льшей части моих собственных в частности.

Мы довольно неплохо изучили содержимое нашего кубика, и в основном это результат непрекращающихся работ по определению местоположения и свойств галактик во Вселенной. Но наши возможности для наблюдения очень ограничены. С точки зрения космических масштабов мы, люди, эффективно заселяем двумерную мембрану – поверхность Земли (и окружающий ее тонкий слой космического пространства толщиной в несколько сотен километров, а также внеземные орбиты, где удачно расположено несколько спутников). Но в любом случае в основном это всего лишь попытки ознакомиться с содержимым всей Вселенной из одной точки внутри нее. Это делает работу намного сложнее, чем если бы мы могли произвольно смещать наш наблюдательный пункт. Увы, законы физики исключают такую роскошь.

Первая проблема, с которой мы сталкиваемся как космические картографы, заключается в том, что мы можем измерить положения галактик только в сферической системе координат, определяемой местонахождением галактик на небе (внутренней поверхности сферы) и красным смещением (или, если нам повезло, при помощи «правильного» измерения расстояния, такого как метод параллакса или цефеиды, но обычно они работают только локально), то есть речь идет об измерении радиального расстояния наружу. Картирование Местной группы галактик – процесс не слишком сложный, потому что большинство галактик довольно яркие и их легко измерить. Тем не менее все еще легко можно пропустить маленькие ближние галактики, обладающие очень низкой светимостью, поэтому Местная группа иногда пополняется новыми членами.

Скопление Кома (скопление Волосы Вероники) – самая массивная структура в близлежащей Вселенной, где тысячи галактик собираются на участках с высокой плотностью. Кластеры представляют собой части Вселенной, которые были самыми большими флуктуациями плотности в материальном поле вскоре после Большого взрыва. Под постоянным воздействием гравитации эти возмущения со временем нарастали и накапливали материю, превращаясь в гигантские структуры, подобные этой. Кластеры населены одними из наиболее старых и массивных галактик во Вселенной (эллиптических) и могут со временем захватывать новые галактики, которые трансформируются по мере их пересечения со скоплениями. На этом изображении видна довольно голубая (по сравнению с «красными и мертвыми» эллиптическими и линзовидными галактиками) спиральная галактика, где образуются звезды. Понимание эволюции галактик в кластерах – важная область современных исследований космоса

На снимке – карта Местной группы галактик, выявленных на сегодняшний день в спектроскопических исследованиях красных смещений, ключевым из которых является Слоановский цифровой обзор неба (англ. Sloan Digital Sky Survey, SDSS). Карта центрирована с учетом центра Земли и радиального увеличения космического расстояния. Эти две окружности соотносятся со временем прохождения света в 1 млрд и 2 млрд лет: когда мы смотрим на далекие галактики, то видим их такими, какими они были в прошлом, что позволяет нам изучать свойства галактик в исторической перспективе. Две клиновидные области с небольшим количеством галактик – это Зона избегания, то есть область на небе, закрываемая галактикой Млечный Путь, где плотность ее диска слишком высока и не пропускает свет из внегалактических источников. Обратите внимание на то, как галактики образуют пенистую нитевидную структуру – «космическую сеть» материи

По мере исследования все более глубокой Вселенной видимые размеры объектов становятся все меньше и меньше, что затрудняет их наблюдение. Съемка, которая ограничена «глубиной» (то есть коротким временем экспозиции или низкой чувствительностью), начинает пропускать галактики, слишком слабые для обнаружения камерой или каким-либо другим инструментом, который мы используем. Мы называем это «неполнотой» обзора и вынуждены признавать и пытаться решить эту проблему, если хотим избежать ошибочных выводов в наших анализах. Например, представьте, что вы стоите на нашем холме из первой главы и смотрите на далекий горизонт, наблюдая за бликами других городов. Найти отдаленные города довольно легко, но вы не сможете увидеть те из них, в которых нет огромных небоскребов. Можно в итоге прийти к выводу, что других деревень и городов нет – есть лишь крупные мегаполисы. Но этот вывод, вероятнее всего, будет неправильным: если вы не можете обнаружить отдаленные деревни и города, это не значит, что их там нет. Вместо этого было бы разумнее предположить, что раз на окраине вашего города есть несколько деревень, то и другие отдаленные города, схожие с вашим по размеру, скорее всего окружает примерно столько же селений. Подобные игры мы ведем и с наблюдениями за далекой Вселенной: мы должны делать предположения о вещах, которые еще не видим, и выстраивать прогнозы, чтобы при появлении более совершенных инструментов смогли подтвердить или опровергнуть наши гипотезы.

Другая проблема, как мы уже обсуждали в первой главе,