65. Distribuția stelelor în Galaxie. Clustere. Structura generală Galaxii.
sfârşitul formei începutul formei Cunoaşterea distanţelor până la stele ne permite să abordăm studiul distribuţiei lor în spaţiu şi, prin urmare, structura Galaxiei. Pentru a caracteriza numărul de stele din diferite părți ale Galaxiei, este introdus conceptul de densitate stelară, care este analog conceptului de concentrație a moleculelor. Densitatea stelară este numărul de stele dintr-o unitate de volum a spațiului. Unitatea de volum este de obicei considerată 1 parsec cub. În vecinătatea Soarelui, densitatea stelară este de aproximativ 0,12 stele pe parsec cub, cu alte cuvinte, fiecare stea are un volum mediu de peste 8 ps3; distanța medie dintre stele este de aproximativ 2 ps. Pentru a afla cum se modifică densitatea stelară în diferite direcții, se numără numărul de stele pe unitate de suprafață (de exemplu, 1 grad pătrat) în diferite părți ale cerului.
Primul lucru care atrage atenția în astfel de calcule este o creștere neobișnuit de puternică a concentrației de stele pe măsură ce ne apropiem de banda Căii Lactee, a cărei linie de mijloc formează un cerc mare pe cer. Dimpotrivă, pe măsură ce ne apropiem de polul acestui cerc, concentrația de stele scade rapid. Acest fapt este deja la sfârșitul secolului al XVIII-lea. a permis lui V. Herschel să tragă concluzia corectă că sistemul nostru stelar are o formă aplatizată, iar Soarele ar trebui să fie aproape de planul de simetrie al acestei formațiuni.sector sferic, a cărui rază este determinată de formula
lg r m =1 + 0,2 (m * M)
sfârşitul formei începutul formei Pentru a caracteriza câte stele de luminozităţi diferite sunt conţinute într-o anumită regiune a spaţiului, se introduce funcţia de luminozitate j (M), care arată ce proporţie din numărul total de stele are o valoare dată de stelară absolută. magnitudinea, să zicem, de la M la M + 1.
sfârşitul formei începutul formei Clusterele de galaxii sunt sisteme legate gravitaţional galaxii, una dintre cele mai mari structuri din univers. Dimensiunile clusterelor de galaxii pot ajunge la 108 ani lumina.
Acumulările sunt împărțite condiționat în două tipuri:
regulat - ciorchini de formă sferică regulată, în care eliptice și galaxii lenticulare, cu o parte centrală clar definită. În centrul unor astfel de clustere se află galaxii eliptice gigantice. Un exemplu de cluster obișnuit - Aglomerație de păr Veronicăi.
neregulat - clustere fără formă definită, inferioare celor obișnuite în numărul de galaxii. Grupurile acestei specii sunt dominate de galaxii spirale. Exemplu - Clusterul Fecioarei.
Masele clusterelor variază de la 10 13 la 10 15 masele solare.
Structura galaxiei
Distribuția stelelor în Galaxie are două trăsături pronunțate: în primul rând, o concentrație foarte mare de stele în planul galactic și, în al doilea rând, o concentrație mare în centrul Galaxiei. Deci, dacă în vecinătatea Soarelui, pe disc, o stea cade pe 16 parsec cubi, atunci în centrul Galaxiei sunt 10.000 de stele într-un parsec cubi. În planul Galaxiei, pe lângă o concentrație crescută de stele, există și o concentrație crescută de praf și gaz.
Dimensiunile Galaxy: – diametrul discului Galaxy este de aproximativ 30 kpc (100.000 ani lumina), are o grosime de aproximativ 1000 de ani lumină.
Soarele este situat foarte departe de nucleul Galaxiei - la o distanta de 8 kpc (aproximativ 26.000 de ani lumina).
Centrul Galaxiei este situat în constelația Săgetător în direcția? = 17h46.1m, ? = –28°51′.
Galaxia este formată dintr-un disc, un halou și o coroană. Regiunea centrală, cea mai compactă a galaxiei se numește nucleu. Există o concentrație mare de stele în miez: există mii de stele în fiecare parsec cubic. Dacă am trăi pe o planetă în apropierea unei stele situate în apropierea miezului galaxiei, atunci zeci de stele ar fi vizibile pe cer, comparabile ca luminozitate cu cea a Lunii. Se presupune că există o gaură neagră masivă în centrul galaxiei. Aproape toată materia moleculară a mediului interstelar este concentrată în regiunea inelară a discului galactic (3–7 kpc); există cel mai mare număr de pulsari, rămășițe de supernovă și surse de radiație infraroșie. Radiația vizibilă a regiunilor centrale ale Galaxiei ne este complet ascunsă de straturi puternice de materie absorbantă.
Galaxia conține două subsisteme principale (două componente), imbricate unul în celălalt și legate gravitațional unul de celălalt. Prima se numește sferică - un halou, stelele sale sunt concentrate spre centrul galaxiei, iar densitatea materiei, care este ridicată în centrul galaxiei, scade destul de repede odată cu distanța de ea. Partea centrală, cea mai densă a halou, la câteva mii de ani lumină de centrul galaxiei, se numește umflătură. Al doilea subsistem este un disc stelar masiv. Arată ca două farfurii pliate la margini. Concentrația de stele în disc este mult mai mare decât în halou. Stelele din interiorul discului se deplasează pe trasee circulare în jurul centrului galaxiei. Soarele este situat în discul stelar dintre brațele spirale.
Stelele discului galactic au fost numite populație tip I, stelele haloului - populație tip II. Discul, componenta plată a galaxiei, include stele din primele clase spectrale O și B, stele în clustere deschise și nebuloase întunecate și prăfuite. Halourile, dimpotrivă, sunt formate din obiecte apărute în stadiile incipiente ale evoluției Galaxiei: stele de clustere globulare, stele de tip RR Lyrae. Stelele componentei plate, în comparație cu stelele componentei sferice, se disting printr-o abundență mare de elemente grele. Vârsta populației componentei sferice depășește 12 miliarde de ani. De obicei, este considerată vârsta Galaxy în sine.
În comparație cu aureola, discul se rotește vizibil mai repede. Viteza de rotație a discului nu este aceeași la distanțe diferite de centru. Masa discului este estimată la 150 miliarde M. În disc există ramuri spiralate (manșoane). Stele tinere și centrele de formare a stelelor sunt localizate în principal de-a lungul brațelor.
Discul și aureola care îl înconjoară sunt scufundate în coroană. În prezent, se crede că dimensiunea coroanei Galaxy este de 10 ori mai mare decât dimensiunea discului.
De obicei, galaxiile se găsesc în grupuri mici care conțin zece membri, adesea combinate în grupuri vaste de sute și mii de galaxii. Galaxia noastră face parte din așa-numitul Grup Local, care include trei galaxii spirale gigantice (Galaxia noastră, nebuloasa Andromeda și nebuloasa din constelația Triangulum), precum și peste 15 galaxii eliptice și neregulate pitice, dintre care cea mai mare. sunt Norii Magellanic. Dimensiunea medie a clusterelor de galaxii este de aproximativ 3 Mpc. În unele cazuri, diametrul lor poate depăși 10-20 Mps. Ele sunt împărțite în grupuri împrăștiate (neregulate) și sferice (regulate). Ciorchinii deschisi nu au o formă regulată și au contururi neclare. Galaxiile din ele sunt foarte slab concentrate spre centru. Un exemplu de cluster deschis gigant este cel mai apropiat cluster de galaxii din constelația Fecioarei. Pe cer, ocupă aproximativ 120 de metri pătrați. grade și conține câteva mii de galaxii predominant spirală. Distanța până la centrul acestui cluster este de aproximativ 11 Mpc. Grupurile sferice de galaxii sunt mai compacte decât cele deschise și au simetrie sferică. Membrii lor sunt vizibil concentrați spre centru. Un exemplu de cluster sferic este clusterul de galaxii din constelația Coma Berenices, care conține o mulțime de galaxii eliptice și lenticulare (Fig. 242). Diametrul său este de aproape 12 grade. Conține aproximativ 30.000 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea fotografică de 19. Distanța până la centrul clusterului este de aproximativ 70 Mpc. Multe grupuri bogate de galaxii sunt asociate cu surse extinse de raze X puternice, a căror natură este cel mai probabil asociată cu prezența gazului intergalactic fierbinte, similar cu coroanele galaxiilor individuale.
Există motive să credem că grupurile de galaxii, la rândul lor, sunt, de asemenea, distribuite inegal. Potrivit unor studii, clusterele și grupurile de galaxii din jurul nostru formează un sistem grandios - Supergalaxia. În acest caz, galaxiile individuale se concentrează aparent către un anumit plan, care poate fi numit planul ecuatorial al Supergalaxiei. Clusterul de galaxii tocmai discutat în constelația Fecioarei se află în centrul unui astfel de sistem gigantic. Masa supergalaxiei noastre ar trebui să fie de aproximativ 1015 mase solare, iar diametrul său ar trebui să fie de aproximativ 50 Mpc. Cu toate acestea, realitatea existenței unor astfel de grupuri de galaxii de ordinul doi rămâne în prezent controversată. Dacă există, atunci doar ca o neomogenitate slab exprimată în distribuția galaxiilor în Univers, deoarece distanțele dintre ele pot depăși ușor dimensiunile lor. Despre evoluția galaxiilor Raportul dintre cantitatea totală de materie stelară și interstelară din Galaxie se modifică cu timpul, deoarece stelele se formează din materie difuză interstelară, iar la sfârșitul drumului lor evolutiv, ele returnează doar o parte din materie în spațiul interstelar; o parte din ea rămâne în pitici albe. Astfel, cantitatea de materie interstelară din galaxia noastră ar trebui să scadă cu timpul. Același lucru ar trebui să se întâmple și în alte galaxii. Fiind procesată în interiorul stelar, substanța Galaxy se schimbă treptat compoziție chimică îmbogățit cu heliu și elemente grele. Se presupune că galaxia s-a format dintr-un nor de gaz, care a constat în principal din hidrogen. Este chiar posibil ca, în afară de hidrogen, să nu fi conținut alte elemente. Heliul și elementele grele s-au format în acest caz ca urmare a reacțiilor termonucleare din interiorul stelelor. Formarea elementelor grele începe cu reacția cu triplu heliu 3He4 ® C 12, apoi C 12 se combină cu particule a, protoni și neutroni, produsele acestor reacții suferă transformări ulterioare și astfel apar nuclee din ce în ce mai complexe. Cu toate acestea, formarea celor mai grele nuclee, cum ar fi uraniul și toriu, nu poate fi explicată prin creștere treptată. În acest caz, ar trebui inevitabil să treacă prin stadiul izotopilor radioactivi instabili, care s-ar descompune mai repede decât ar putea capta următorul nucleon. Prin urmare, se presupune că cele mai grele elemente de la sfârșitul tabelului periodic se formează în timpul exploziilor supernovei. O explozie de supernovă este rezultatul contracției rapide a unei stele. În același timp, temperatura crește catastrofal, în atmosfera care se contractă au loc reacții termonucleare în lanț și apar fluxuri puternice de neutroni. Intensitatea fluxurilor de neutroni poate fi atât de mare încât nucleele intermediare instabile nu au timp să se prăbușească. Înainte să se întâmple asta, ei captează noi neutroni și devin stabili. După cum sa menționat deja, abundența elementelor grele în stelele componentei sferice este mult mai mică decât în stelele subsistemului plat. Acest lucru se datorează aparent faptului că stelele componentei sferice s-au format chiar în stadiul inițial al evoluției Galaxiei, când gazul interstelar era încă sărac în elemente grele. La acea vreme, gazul interstelar era un nor aproape sferic, a cărui concentrație creștea spre centru. Și stelele componentei sferice care s-au format în această epocă au păstrat aceeași distribuție. Ca urmare a ciocnirilor norilor de gaz interstelar, viteza lor a scăzut treptat, energia cinetică s-a transformat în energie termică, iar forma și dimensiunea generală a norului de gaz s-au schimbat. Calculele arată că, în cazul unei rotații rapide, un astfel de nor ar fi trebuit să ia forma unui disc oblat, ceea ce observăm în Galaxia noastră. Stelele formate mai târziu formează un subsistem plat. Până în momentul în care gazul interstelar s-a format într-un disc plat, acesta fusese procesat în interiorul stelar, abundența elementelor grele creștea semnificativ și, prin urmare, stelele componentei plate erau, de asemenea, bogate în elemente grele. Adesea stelele din componenta plană sunt numite stele de a doua generație, iar stelele din componenta sferică sunt numite stele din prima generație, pentru a sublinia faptul că stelele din componenta plană s-au format din materie care se aflase deja în interiorul stelar. Evoluția altor galaxii spirale decurge probabil într-un mod similar. Forma brațelor spiralate, în care este concentrat gazul interstelar, este aparent determinată de direcția liniilor de câmp ale galacticii generale. camp magnetic. Elasticitatea câmpului magnetic, de care este „lipit” gazul interstelar, limitează aplatizarea discului gazos. Dacă numai gravitația ar acționa asupra gazului interstelar, compresia acestuia ar continua la nesfârșit. În acest caz, datorită densității sale mari, s-ar condensa rapid în stele și practic ar dispărea. Există motive să credem că rata de formare a stelelor este aproximativ proporțională cu pătratul densității gazului interstelar.
Dacă galaxia se rotește încet, atunci gazul interstelar este colectat de gravitație în centru. Aparent, în astfel de galaxii câmpul magnetic este mai slab și împiedică comprimarea gazului interstelar mai puțin decât în cele cu rotație rapidă. Densitatea mare a gazului interstelar din regiunea centrală duce la faptul că este rapid consumat, transformându-se în stele. Ca rezultat, galaxiile care se rotesc încet ar trebui să aibă o formă aproximativ sferică, cu o creștere bruscă a densității stelare în centru. Știm că galaxiile eliptice au tocmai astfel de caracteristici. Aparent, motivul diferenței lor față de cele spiralate constă în rotația mai lentă. Din ceea ce s-a spus mai sus, este, de asemenea, clar de ce există puține stele din clasele timpurii și puține gaze interstelare în galaxiile eliptice.
Astfel, evoluția galaxiilor poate fi urmărită din stadiul unui nor gazos de formă aproximativ sferică. Norul este format din hidrogen, nu este uniform. Aglomerări separate de gaz, în mișcare, se ciocnesc între ele - pierderea energiei cinetice duce la compresia norilor. Dacă se rotește rapid, se obține o galaxie spirală, dacă se rotește încet, una eliptică. Este firesc să ne întrebăm de ce materia din Univers s-a rupt în nori de gaz separați, care ulterior au devenit galaxii, de ce observăm expansiunea acestor galaxii, în ce formă era materia din Univers înainte de formarea galaxiilor.
De obicei, galaxiile se găsesc în grupuri mici care conțin zece membri, adesea combinate în grupuri vaste de sute și mii de galaxii. Galaxia noastră face parte din așa-numitul Grup Local, care include trei galaxii spirale gigantice (Galaxia noastră, nebuloasa Andromeda și nebuloasa din constelația Triangulum), precum și peste 15 galaxii eliptice și neregulate pitice, dintre care cea mai mare. sunt Norii Magellanic. Dimensiunea medie a clusterelor de galaxii este de aproximativ 3 Mpc. În unele cazuri, diametrul lor poate depăși 10-20 Mpc. Ele sunt împărțite în grupuri împrăștiate (neregulate) și sferice (regulate). Ciorchinii deschisi nu au o formă regulată și au contururi neclare. Galaxiile din ele sunt foarte slab concentrate spre centru. Un exemplu de cluster deschis gigant este cel mai apropiat grup de galaxii de noi din constelația Fecioarei (241). Pe cer, ocupă aproximativ 120 de metri pătrați. grade și conține câteva mii de galaxii predominant spirală. Distanța până la centrul acestui cluster este de aproximativ 11 Mpc. Grupurile sferice de galaxii sunt mai compacte decât cele deschise și au simetrie sferică. Membrii lor sunt vizibil concentrați spre centru. Un exemplu de cluster sferic este clusterul de galaxii din constelația Coma Berenices, care conține un număr mare de galaxii eliptice și lenticulare (242). Diametrul său este de aproape 12 grade. Conține aproximativ 30.000 de galaxii mai luminoase decât magnitudinea fotografică de 19. Distanța până la centrul clusterului este de aproximativ 70 Mpc. Multe grupuri bogate de galaxii sunt asociate cu surse extinse de raze X puternice, a căror natură este cel mai probabil asociată cu prezența gazului intergalactic fierbinte, similar cu coroanele galaxiilor individuale. Există motive să credem că grupurile de galaxii, la rândul lor, sunt, de asemenea, distribuite inegal. Potrivit unor studii, clusterele și grupurile de galaxii din jurul nostru formează un sistem grandios - Supergalaxia. În acest caz, galaxiile individuale se concentrează aparent către un anumit plan, care poate fi numit planul ecuatorial al Supergalaxiei. Clusterul de galaxii tocmai discutat în constelația Fecioarei se află în centrul unui astfel de sistem gigantic. Masa supergalaxiei noastre ar trebui să fie de aproximativ 1015 mase solare, iar diametrul său ar trebui să fie de aproximativ 50 Mpc. Cu toate acestea, realitatea existenței unor astfel de grupuri de galaxii de ordinul doi rămâne în prezent controversată. Dacă există, atunci doar ca o neomogenitate slab exprimată în distribuția galaxiilor în Univers, deoarece distanțele dintre ele pot depăși ușor dimensiunile lor.
Cea mai proeminentă caracteristică distributie spatiala clustere globulare din galaxie - o concentrare puternică spre centrul său. Pe fig. 8-8 arată distribuția clusterelor globulare pe tot cuprinsul sfera celestiala, aici centrul Galaxiei este în centrul figurii, polul nord al Galaxiei este în vârf. Nu există nicio zonă vizibilă de evitare de-a lungul planului Galaxiei, așa că extincția interstelară de pe disc nu ne ascunde un număr semnificativ de clustere.
Pe fig. 8-9 arată distribuția clusterelor globulare de-a lungul distanței de la centrul galaxiei. Există o concentrare puternică spre centru - majoritatea clusterelor globulare sunt situate într-o sferă cu o rază de ≈ 10 kpc. În această rază se află aproape toate clusterele globulare formate din materie. nor protogalactic unic și au format subsisteme ale discului gros (clustere cu > -1,0) și halo propriu-zis (clustere mai puțin metalice cu ramuri orizontale extrem de albastre). Grupurile sărace în metal cu ramuri orizontale anormal de roșii pentru metalitatea lor formează un subsistem sferoidal halou acumulat raza ≈ 20 kpc. Aproximativ o duzină de grupuri mai îndepărtate aparțin aceluiași subsistem (vezi Fig. 8-9), printre care se numără mai multe obiecte cu conținut anormal de mare de metal.
Se crede că clusterele de halou acumulat sunt selectate de câmpul gravitațional al galaxiei din galaxiile satelit. Pe fig. 8-10 prezintă schematic această structură după Borkova și Marsakov din Sud universitate federală. Aici, litera C indică centrul galaxiei, S este poziția aproximativă a Soarelui. În același timp, acumulările cu un conținut ridicat de metale aparțin subsistemului oblat. Ne vom opri la o fundamentare mai detaliată a împărțirii clusterelor globulare în subsisteme în § 11.3 și § 14.3.
Grupurile globulare sunt, de asemenea, comune în alte galaxii, iar distribuția lor spațială în galaxiile spirale seamănă cu distribuția din galaxie noastră. Senzitiv diferit de clusterele galactice ale Norilor Magellanic. Principala diferență este că, alături de obiectele vechi, la fel ca și în Galaxia noastră, în Norii Magellanic se observă și grupuri tinere - așa-numitele clustere globulare albastre. Probabil, în Norii Magellanic, epoca formării clusterelor globulare fie continuă, fie s-a încheiat relativ recent. Se pare că nu există clustere globulare tinere în Galaxia noastră asemănătoare cu clusterele albastre ale Norilor Magellanic, așa că epoca formării clusterelor globulare în Galaxia noastră s-a încheiat cu foarte mult timp în urmă.
Grupurile globulare sunt obiecte în evoluție care pierd treptat stele în acest proces. evolutie dinamica . Astfel, toate clusterele pentru care a fost posibilă obținerea unei imagini optice de înaltă calitate au prezentat urme de interacțiune a mareelor cu Galaxia sub formă de deformații extinse (cozi de maree). În prezent, astfel de stele pierdute sunt observate și sub formă de creșteri ale densității stelare de-a lungul orbitelor galactice ale clusterelor. Unele clustere care orbitează în apropierea centrului galactic sunt distruse de acțiunea mareelor sale. În același timp, orbitele galactice ale clusterelor evoluează și datorită frecării dinamice.
Pe fig. 8-11 este o diagramă de dependență mase de clustere globulare
din poziţiile lor galactocentrice. Liniile întrerupte marchează regiunea de evoluție lentă a clusterelor globulare. Linia superioară corespunde valorii critice a masei pentru care este stabilă efectele frecării dinamice
, ceea ce duce la încetinirea unui grup de stele masiv și la căderea acestuia în centrul galaxiei, iar cel inferior - pt. efecte de disipare
luând în considerare grupurile de maree în timpul zborului prin planul galactic. Motivul frecării dinamice este extern: un cluster globular masiv care se mișcă printre stelele câmpului atrage stelele pe care le întâlnește pe drum și le obligă să zboare în jurul său în spate de-a lungul unei traiectorii hiperbolice, datorită căreia se formează o densitate crescută de stele. în spatele lui, creând o accelerație de decelerare. Ca urmare, clusterul încetinește și începe să se apropie de centrul galactic de-a lungul unei traiectorii în spirală până când cade peste el într-un timp finit. Cu cât masa clusterului este mai mare, cu atât de această dată este mai scurtă. Disiparea (evaporarea) clusterelor globulare are loc datorită mecanismului intern de relaxare stelar-stelară care funcționează constant în cluster, distribuind stelele în funcție de viteze conform legii lui Maxwell. Drept urmare, stelele care au primit cele mai mari creșteri de viteză părăsesc sistemul. Acest proces este accelerat semnificativ de trecerea clusterului în apropierea nucleului galactic și prin discul galactic. Astfel, cu o mare probabilitate putem spune că clusterele aflate pe diagramă în afara zonei delimitate de aceste două linii își încheie deja calea de viață.
Este interesant că clustere globulare acumulate descoperă dependența maselor lor de poziția lor în Galaxie. Liniile continue din figură reprezintă regresii directe pentru clusterele globulare legate genetic (puncte negre) și acumulate (cercuri deschise). Se poate observa că clusterele înrudite genetic nu prezintă nicio modificare a masei medii odată cu creșterea distanței față de centrul galactic. Pe de altă parte, există o anticorelație clară pentru clusterele acumulate. Astfel, întrebarea la care trebuie să se răspundă este de ce haloul exterior se confruntă cu un deficit tot mai mare de clustere globulare masive odată cu creșterea distanței galactocentrice (aproape goale dreapta). colțul de sus pe diagramă)?
Vom începe revizuirea noastră rapidă cu o scurtă discuție de ultimă oră Univers (mai precis, partea sa observabilă).
1.2.1. Omogenitate și izotropie
La scară mare, partea vizibilă a Universului modern este omogenă și izotropă. Dimensiunile celor mai mari structuri din Univers - superclustere de galaxii și „goluri” gigantice - ajung la zeci de megaparsecs). Regiunile Universului cu o dimensiune de 100 Mpc și mai mult arată toate la fel (omogenitate), în timp ce nu există direcții distincte în Univers (izotropie). Aceste fapte sunt astăzi stabilite în mod fiabil ca urmare a cercetărilor profunde în care au fost observate sute de mii de galaxii.
Există peste 20 de superclustere cunoscute. Grupul Local face parte dintr-un supercluster centrat în clusterul Fecioarei. Dimensiunea superclusterului este de aproximativ 40 Mpc și, pe lângă clusterul Fecioarei, include și clustere din constelațiile Hydra și Centaurus. Aceste structuri mai mari sunt deja foarte „slăbite”: densitatea galaxiilor din ele este de numai 2 ori mai mare decât media. Centrul următorului supercluster, situat în constelația Coma Berenices, este de aproximativ o sută de megaparsecs.
În prezent, se lucrează la alcătuirea celui mai mare catalog de galaxii și quasari - catalogul SDSS (Sloan Digital Sky Survey). Se bazează pe date obținute cu un telescop de 2,5 metri capabil să măsoare simultan spectrele a 640 de obiecte în 5 benzi de frecvență (lungimi de undă luminii $\lambda = 3800-9200 A$, interval vizibil). Acest telescop trebuia să măsoare poziția și luminozitatea a peste două sute de milioane de obiecte astronomice și să determine distanțele până la galaxii de peste $10^6$ și mai mult de $10^5$ quasari. Suprafața totală de observare era aproape un sfert din sfera cerească. Până în prezent, majoritatea datelor experimentale au fost procesate, ceea ce a făcut posibilă determinarea spectrelor a aproximativ 675 de mii de galaxii și a peste 90 de mii de quasari. Rezultatele sunt ilustrate în fig. 1.1, care arată datele SDSS timpurii: pozițiile a 40.000 de galaxii și 4.000 de quasari găsite într-o zonă de 500 de grade pătrate a sferei cerești. Grupurile de galaxii și goluri se disting clar, izotropia și omogenitatea Universului încep să se manifeste la scari de ordinul a 100 Mpc și mai mult. Culoarea punctului determină tipul de obiect. Dominanța unuia sau altuia se datorează, în general, proceselor de formare și evoluție a structurilor - aceasta este o asimetrie temporală, nu una spațială.
Într-adevăr, de la o distanță de 1,5 Gpc, care este maximul în distribuția galaxiilor eliptice roșii strălucitoare (puncte roșii din Fig. 1.1), lumina a călătorit pe Pământ timp de aproximativ 5 miliarde de ani. Atunci universul era diferit (de exemplu, sistemul solar nu exista încă).
Această evoluție temporală devine vizibilă la scări spațiale mari. Un alt motiv pentru alegerea obiectelor de observație este prezența unui prag de sensibilitate pentru instrumentele de înregistrare: la distanțe mari, doar obiecte luminoase, iar cele mai strălucitoare obiecte care emit continuu din univers sunt quasarii.
Orez. 1.1. Distribuția spațială a galaxiilor și quasarelor conform datelor SDSS. Punctele verzi marchează toate galaxiile (într-un unghi solid dat) cu luminozitatea care depășește o anumită valoare. Punctele roșii indică cele mai luminoase galaxii din clustere îndepărtate, formând o populație destul de omogenă; în cadrul de referință comoving, spectrul lor este deplasat spre roșu în comparație cu galaxiile obișnuite. Punctele albastre și albastre arată locația quasarelor obișnuite. Parametrul h este aproximativ egal cu 0,7
1.2.1. Extensie
Universul se extinde: galaxiile se îndepărtează unele de altele (desigur, acest lucru nu se aplică galaxiilor care sunt în același cluster și legate gravitațional unele de altele; vorbim despre galaxii care sunt suficient de îndepărtate unele de altele). Figurat vorbind, spațiul, deși rămâne omogen și izotrop, este întins, drept urmare toate distanțele cresc.
Pentru a descrie această extensie se introduce conceptul de factor de scară $a(t)$, care crește cu timpul. Distanța dintre două obiecte îndepărtate din Univers este proporțională cu $a(t)$, iar densitatea particulelor scade cu $^(-3)$. Rata de expansiune a Universului, i.e. creștere relativă a distanțelor pe unitatea de timp, caracterizată prin parametrul Hubble $$ H(t)=\frac(\dot(a)(t))(a(t)) $$
Parametrul Hubble este dependent de timp; pentru valoarea sa modernă folosim, ca de obicei, denumirea $H_0$.
Datorită expansiunii Universului, crește și lungimea de undă a unui foton emis în trecutul îndepărtat. Ca toate distanțele, lungimea de undă crește proporțional cu $a(t).$ Ca rezultat, fotonul experimentează o deplasare spre roșu. Cantitativ, deplasarea spre roșu z este legată de raportul lungimilor de undă ale fotonului în momentul emiterii și în momentul absorbției $$ \frac(\lambda_(abs))(\lambda_(em))=1+z,\, \,\,\,\, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.3) $$ unde $_(abs)$ este absorbția, $_(em)$ este emisie.
Desigur, acest raport depinde de momentul în care a fost emis fotonul (presupunând că este absorbit astăzi pe Pământ), adică. pe distanța dintre sursă și pământ. Deplasarea spre roșu este o mărime direct măsurabilă: lungimea de undă în momentul emisiei este determinată de fizica procesului (de exemplu, este lungimea de undă a unui foton emis atunci când un atom de hidrogen trece de la prima stare excitată la starea fundamentală) , iar $\lambda_(abs)$ este măsurat direct. Astfel, prin identificarea unui set de linii de emisie (sau de absorbție) și determinând cât de mult sunt deplasate către regiunea roșie a spectrului, este posibil să se măsoare deplasarea spre roșu a sursei.
În realitate, identificarea se realizează simultan pe mai multe linii, cele mai caracteristice pentru obiecte de un tip sau altul (vezi Fig. 1.2). Dacă în spectru se găsesc linii de absorbție (scăderi, ca în spectrele din Fig. 1.2), aceasta înseamnă că obiectul a cărui deplasare spre roșu este determinată este situat între sursa de radiație (de exemplu, un quasar) și observator (Fotonii de puț). -frecvențele definite experimentează absorbția rezonantă la atomi și ioni (cu reemisia izotropă ulterioară), ceea ce duce la scăderi ale spectrului de intensitate de emisie în direcția către observator). Dacă liniile de emisie (vârfurile din spectru) sunt găsite în spectru, atunci obiectul în sine este un emițător.
Orez. 1.2. Liniile de absorbție în spectrele galaxiilor îndepărtate. Diagrama de sus arată rezultatele măsurătorilor fluxului de energie diferențială dintr-o galaxie îndepărtată (z = 2,0841). Liniile verticale indică locația liniilor de absorbție atomică, a căror identificare a făcut posibilă determinarea deplasării către roșu a galaxiei. În spectrele galaxiilor mai apropiate, aceste linii se disting mai bine. Diagrama cu spectrele unor astfel de galaxii, deja aduse la cadrul de referință comoving, ținând cont de deplasarea spre roșu, este prezentată în figura de jos.
Pentru $z\ll 1$ legea Hubble $$ z=H_0 r,\,\,\, z\ll 1, \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\,\,\, (1.4) $$ unde $r$ este distanța până la sursă și $H_0$ este sens contemporan Parametrul Hubble. La z mare, dependența distanței de deplasarea spre roșu devine mai complicată, ceea ce va fi discutat în detaliu.
Determinarea distanțelor absolute până la surse îndepărtate este o sarcină foarte dificilă. O metodă este măsurarea fluxului de fotoni de la un obiect îndepărtat a cărui luminozitate este cunoscută dinainte. Astfel de obiecte în astronomie sunt uneori numite lumânări standard .
Erorile sistematice în determinarea lui $H_0$ nu sunt bine cunoscute și par a fi destul de mari. Este suficient de menționat că valoarea acestei constante, determinată de Hubble însuși în 1929, a fost de 550 km/(s Mpc). Metodele moderne de măsurare a parametrului Hubble dau $$ H_0=73_(-3)^(+4)\frac(km)(c\cdot Mpc). \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1,5) $$
Să clarificăm semnificația unității tradiționale de măsură a parametrului Hubble, care apare în (1.5). Interpretarea naivă a legii Hubble (1.4) este că deplasarea spre roșu se datorează mișcării radiale a galaxiilor de pe Pământ cu viteze proporționale cu distanțele până la galaxii, $$ v=H_0r,\,\,\, v\ll 1, \,\,\ ,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.6) $$
Atunci deplasarea spre roșu (1.4) este interpretată ca un efect Doppler longitudinal (pentru $v\ll c$, adică $v\ll 1$ în unități naturale, deplasarea Doppler este $z=v$). În acest sens, parametrului Hubble $H_0$ i se atribuie dimensiunea [viteză/distanță]. Subliniem că interpretarea redshift-ului cosmologic în termenii efectului Doppler este opțională și în unele cazuri inadecvată. Cel mai corect este să folosiți relația (1.4) în forma în care este scrisă. Valoarea lui $H_0$ este parametrizată în mod tradițional după cum urmează: $$ H_0=h\cdot 100\frac(km)(c\cdot Mpc), $$ unde h este o mărime adimensională de ordinul unității (vezi (1.5) ), $$ h= 0,73_(-0,03)^(+0,04) $$ Vom folosi valoarea $h = 0,7$ în estimări ulterioare.
Orez. 1.3. Diagrama Hubble construită din observații ale Cefeidelor îndepărtate. Linia continuă arată legea Hubble cu parametrul $H_0$ = 75 km/(s Mpc) determinat din aceste observații. Liniile întrerupte corespund erorilor experimentale ale valorii constantei Hubble
Pentru a măsura parametrul Hubble, Cefeidele sunt folosite în mod tradițional ca lumânări standard - stele variabile, a căror variabilitate este legată într-un mod cunoscut de luminozitate. Această legătură poate fi dezvăluită prin studierea Cefeidelor în unele formațiuni stelare compacte, de exemplu, în Norii Magellanic. Deoarece distanțele până la toate Cefeidele dintr-o formațiune compactă pot fi considerate aceleași cu un grad bun de precizie, raportul dintre luminozitățile observate ale unor astfel de obiecte este exact egal cu raportul dintre luminozitățile lor. Perioada pulsațiilor Cefeidelor poate varia de la o zi la câteva zeci de zile, timp în care luminozitatea se modifică de mai multe ori. Ca urmare a observațiilor, s-a trasat dependența luminozității de perioada de pulsație: cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât perioada de pulsație este mai lungă.
Cefeidă - giganți și supergiganți, deci pot fi observați mult dincolo de galaxie. După ce s-a studiat spectrul cefeidelor îndepărtate, deplasarea spre roșu se găsește folosind formula (1.3), iar prin studierea evoluției în timp se determină perioada pulsațiilor de luminozitate. Apoi, folosind dependența cunoscută a variabilității de luminozitate, se determină luminozitatea absolută a obiectului și apoi se calculează distanța până la obiect, după care se obține valoarea parametrului Hubble folosind formula (1.4). Pe fig. 1.3 arată diafragma Hubble astfel obținută - dependența deplasării la roșu de distanță.
Pe lângă cefeide, există și alte obiecte strălucitoare folosite ca lumânări standard, cum ar fi supernovele de tip 1a.
1.2.3. Durata de viață a Universului și dimensiunea părții sale observabile
Parametrul Hubble are de fapt dimensiunea $$, deci Universul prezent este caracterizat de scala de timp $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot \frac(1)(100)\frac(km)(c\ cdot Mpc)=\ frac 1h\cdot 3\cdot 10^(17)c=\frac 1h\cdot 10^(10)\aproximativ 1,4\cdot 10^(10) ani. $$ și scara de distanță cosmologică $$ H_0^(-1)=\frac 1h\cdot 3000 Mpc \aprox 4,3\cdot 10^3 Mpc. $$
Aproximativ vorbind, dimensiunea universului se va dubla de ordinul a 10 miliarde de ani; Galaxiile care se află la o distanță de aproximativ 3000 Mpc de noi se îndepărtează de noi la viteze comparabile cu viteza luminii. Vom vedea că timpul $H_0^(-1)$ coincide în ordinea mărimii cu vârsta Universului, iar distanța $H_0^(-1)$ - cu dimensiunea părții vizibile a Universului. Ne vom rafina ideile despre vârsta Universului și dimensiunea părții sale vizibile în viitor. Aici observăm că o extrapolare simplă a evoluției Universului în trecut (conform ecuațiilor clasicului teorie generală relativitatea) conduce la ideea unui moment Marea explozie, de la care a început evoluția cosmologică clasică; atunci durata de viață a Universului este timpul care a trecut de la Big Bang, iar dimensiunea părții vizibile (dimensiunea orizontului) este distanța pe care au parcurs-o semnalele care călătoresc cu viteza luminii de la Big Bang. În acest caz, dimensiunea întregului Univers depășește semnificativ dimensiunea orizontului; în teoria generală clasică a relativității, dimensiunea spațială a universului poate fi infinită.
Indiferent de datele cosmologice, există limite inferioare observaționale ale vârstei Universului $t_0$. Diferite metode independente duc la limite apropiate la $t_0\gtsim 14$ miliarde de ani $=1,4\cdot 10^(10)$.
Una dintre metodele folosite pentru a obține ultima limită este măsurarea distribuției luminozității piticelor albe. Piticele albe - stele compacte, de mare densitate, cu mase aproximativ egale cu masa Soarelui - se estompează treptat ca urmare a răcirii prin radiație. În Galaxie se întâlnesc pitice albe de diverse luminozități, dar pornind de la o anumită luminozitate scăzută, numărul de pitice albe scade brusc, iar această scădere nu este legată de sensibilitatea echipamentului de observare. Explicația este că nici cele mai vechi pitice albe nu au reușit încă să se răcească suficient pentru a deveni atât de slab. Timpul de răcire poate fi determinat prin studierea balanței energetice pe măsură ce steaua se răcește. Acest timp de răcire - vârsta celor mai vechi pitice albe - este o limită inferioară a duratei de viață a Galaxiei și, prin urmare, a întregului Univers.
Printre alte metode, remarcăm studiul abundenței elementelor radioactive în scoarța terestră și în compoziția meteoriților, compararea curbei de evoluție a stelelor secvenței principale pe diagrama Hertzsprung-Russell ("luminozitate - temperatură" sau " luminozitate - culoare") cu abundența celor mai vechi stele în clustere globulare de stele epuizate de metal ( Grupurile globulare sunt structuri intragalactice cu un diametru de aproximativ 30 pc, inclusiv sute de mii și chiar milioane de stele. Termenul „metale” în astrofizică se referă la toate elementele mai grele decât heliul.), studiind starea proceselor de relaxare din clusterele stelare, măsurând abundența gazului fierbinte în clusterele de galaxii.
1.2.4. Planeitatea spațială
Omogenitatea și izotropia Universului nu înseamnă, în general, că la un moment fix în timp spatiu tridimensional este un plan tridimensional (spațiu euclidian tridimensional), adică Universul are curbură spațială zero. Alături de planul 3, sfera 3 (curbura spațială pozitivă) și 3-hiperboloidul (curbura negativă) sunt omogene și izotrope. Rezultatul fundamental al observațiilor anii recenti a fost stabilirea faptului că curbura spațială a Universului, dacă este diferită de zero, este mică. Vom reveni în mod repetat asupra acestei afirmații, atât pentru a o formula la nivel cantitativ, cât și pentru a stabili exact ce date indică planeitatea spațială a Universului. Aici este suficient să spunem că acest rezultat a fost obținut din măsurători ale anizotropiei radiației cosmice de fond cu microunde și pe nivel de calitate se reduce la faptul că raza curburii spațiale a Universului este vizibil peste dimensiune partea sa observabilă, adică vizibil mai mare decât $H_0^(-1)$.
De asemenea, observăm că datele privind anizotropia CMB sunt, de asemenea, în concordanță cu ipoteza unei topologii spațiale triviale. Deci, în cazul unei varietăți tridimensionale compacte cu o dimensiune caracteristică ordinului Hubble, cercurile de pe sfera cerească ar fi observate cu o imagine similară a anizotropiei radiației cosmice de fond cu microunde - intersecția sferei ultima împrăștiere a fotonilor rămași după recombinare (formarea atomilor de hidrogen), cu imaginile acestei sfere, rezultată din acțiunea mișcării grupului de varietate. Dacă spațiul ar avea, de exemplu, topologia unui tor, atunci s-ar observa pe sfera cerească o pereche de astfel de cercuri în direcții diametral opuse. Radiația relicvă nu dezvăluie astfel de proprietăți.
1.2.5. Univers „cald”.
Universul modern este plin cu un gaz de fotoni care nu interacționează - radiația relicvă prezisă de teoria Big Bang și descoperită experimental în 1964. Densitatea numărului de fotoni relicve este de aproximativ 400 pe centimetru cub. Distribuția de energie a fotonilor are un spectru termic Planck (Fig. 1.4), caracterizat prin temperatura $$ T_0=2,725 \pm 0,001 K \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\ ,\,\, (1.7) $$ (conform analizei ). Temperatura fotonilor care vin din diferite direcții pe sfera cerească este aceeași la aproximativ $10^(-4)$; aceasta este o altă dovadă a omogenității și izotropiei universului.
Orez. 1.4. Măsurătorile spectrului CMB. Compilarea datelor se face în . Curba punctată arată spectrul Planck (spectrul „corpului negru”). O analiză recentă oferă o valoare a temperaturii (1,7) mai degrabă decât T = 2,726 K ca în figură
Orez. 1.5. Date WMAP: anizotropia unghiulară a fundalului cosmic cu microunde, adică dependența temperaturii fotonului de direcția de sosire a acestora. Se scad temperatura medie a fotonului și componenta dipol (1.8); variațiile de temperatură afișate sunt la $\delta T \sim 100\mu K$ $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$
În același timp, s-a stabilit experimental că această temperatură depinde încă de direcția pe sfera cerească. Anizotropia unghiulară a temperaturii fotonilor relicve este acum bine măsurată (vezi Fig. 1.5) și este, aproximativ, aproximativ $\delta T/T_0\sim 10^(-4)-10^(-5)$. Faptul că spectrul este planckian în toate direcțiile este controlat prin efectuarea de măsurători la frecvențe diferite.
Vom reveni în mod repetat la anizotropia (și polarizarea) CMB, deoarece, pe de o parte, poartă cele mai valoroase informații despre Universul timpuriu și modern și, pe de altă parte, măsurarea sa este posibilă cu o precizie ridicată.
Rețineți că prezența radiației cosmice de fond cu microunde face posibilă introducerea unui cadru de referință selectat în Univers: acesta este cadrul de referință în care gazul fotonilor relicte este în repaus. sistem solar se deplasează în raport cu radiația de fond în direcția constelației Hydra. Viteza acestei mișcări determină mărimea componentei anizotropiei dipolului $$ \delta T_(dipol)=3,346 mK \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, \,\, ( 1,8) $$
Universul modern este transparent pentru fotonii relicve ( De fapt, „transparența” diferitelor părți ale universului diferă. De exemplu, gazul fierbinte ($T\sim 10$ keV) din clusterele de galaxii împrăștie fotoni relicte, care dobândesc energie suplimentară în acest proces. Acest proces duce la „încălzirea” fotonilor relicve - efectul Zel'dovich-Syunyaev. Amploarea acestui efect este mică, dar destul de vizibilă când metode moderne observatii.): astăzi calea lor liberă medie este mare în comparație cu dimensiunea orizontului $H_0^(-1)$. Acesta nu a fost întotdeauna cazul: în universul timpuriu, fotonii au interacționat intens cu materia.
Deoarece temperatura radiației relicve $T$ depinde de direcția $\vec(n)$ pe sfera cerească, este convenabil să se utilizeze expansiunea în termeni de funcții sferice (armonici) $Y_(lm)(\textbf( n))$, formând un set complet de funcții de bază pe sferă. Fluctuația de temperatură $\delta T$ în direcția $\vec(n)$ este diferența $$ \delta T(\textbf(n))\equiv T(\textbf(n)) -T_0-\delta T_( dipol) =\sum_(l,m)a_(l,m)Y_(l,m)(\textbf(n)), $$ unde coeficienții $a_(l,m)$ satisfac relația $a^* _(l ,m)=(-1)^m a_(l,-m)$, care este o consecință necesară a realității temperaturii. Momentul unghiular $l$ corespunde fluctuațiilor cu o scară unghiulară tipică $\pi /l$. Observațiile existente fac posibilă studierea diferitelor scări unghiulare, de la cea mai mare la scale mai mici de 0,1° ($l\sim 1000$, vezi Fig. 1.6).
Orez. 1.6. Rezultatele măsurătorilor anizotropiei unghiulare a radiației cosmice de fond cu microunde prin diferite experimente. Curba teoretică a fost obținută în cadrul modelului $\Lambda$CDM.
Datele observaționale sunt în concordanță cu faptul că fluctuațiile de temperatură $\delta T(\textbf(n))$ sunt un câmp gaussian aleatoriu, i.e. coeficienții $a_(l,m)$ sunt independenți statistic pentru diferiți $l$ și $m$, $$ \langle a_(l,m) a_(l",m")^*\rangle = C_(lm) \cdot \delta_(ll")\delta_(mm"), \,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\,\, (1.9) $$ unde parantezele unghiulare implică o medie pe un ansamblu de universuri ca al nostru. Coeficienții $C_(lm)$ într-un Univers izotrop nu depind de m, $C_(lm)=C_(l)$, și determină corelația dintre fluctuațiile de temperatură în diferite direcții: $$ \langle \delta T(\ textbf(n) _1)\delta T(\textbf(n)_2) \rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_lP_l(\cos\theta), $$ unde $P_l$ sunt Legendre polinoame care depind numai din unghiul $\theta$ dintre vectorii $\textbf(n)_1$ si $\textbf(n)_2$. În special, pentru fluctuația rms obținem: $$ \langle \delta T^2\rangle = \sum_l \frac(2l+1)(4\pi)C_l\approx \int \frac(l+1) )( 2\pi)C_ld\ln l. $$
Astfel, cantitatea $\frac(l(l+1))(2\pi)C_l$ caracterizează contribuția totală a momentelor unghiulare de același ordin. Rezultatele măsurării doar a acestei cantități sunt prezentate în Fig. 1.6.
Este important de reținut că măsurarea anizotropiei unghiulare a CMB oferă nu un număr măsurat experimental, ci un întreg set de date, adică valorile lui $C_l$ pentru diferiți $l$. Acest set este determinat de o serie de parametri ai Universului timpuriu și modern, astfel încât măsurarea acestuia oferă o mulțime de informații cosmologice.
