Что-то стало холодать: Бесхозные планеты и голубые галактики в астрообзоре

В чем сходство абсолютно черного тела и реликтового излучения — фотонов, оставшихся после Большого взрыва? Как именно астрофизика помогает проверить представления физиков о нашем мире — в частности, постоянство физических констант? Существуют ли блуждающие планеты и если да, то как их искать? Почему одни галактики — красные, другие — синие, а галактик промежуточных цветов почти не бывает? Наконец, чем науке может помочь обычный мобильный телефон?


Холодает

За физическим термином «абсолютно черное тело» скрывается идеализация — объект, который одинаково хорошо поглощает и испускает электромагнитные волны любой длины. Хороший пример такого тела — нагретый металлический брусок (к слову, совсем не черный). Цвет излучения бруска зависит от температуры — с ее ростом металл из темного становится красным, а затем и бело-голубым. Этот же эффект характерен и для абсолютно черного тела. Он позволяет приписать каждому цвету некую температуру.

В частности, такой подход позволяет приписать температуру реликтовому излучению — фотонам, испущенным на раннем этапе существования Вселенной. Благо характеристики этого излучения очень похожи на характеристики абсолютно черного тела. Сейчас эта температура составляет 2,7 кельвина (результат был напрямую получен обсерваториями COBE, WMAP и Planck).

Миллиарды лет назад эта температура была выше. То, как именно за эти годы «остывала» Вселенная, связано со многими физическими процессами, теориями и гипотезами. Если нам удастся измерить реликтовое излучение не только вблизи Земли, но и в области далеких галактик и скоплений, мы получим данные о том, как Вселенная «остывала» в реальности. Сравнив эти данные с теоретическими предсказаниями, мы сможем на практике, с помощью астрофизики, проверить эти физические теории. Например, таким образом можно ответить на вопрос: всегда ли физические постоянные (как, например, постоянная тонкой структуры) имели те же значения, что и сейчас?

Именно такое измерение температуры реликтового излучения и проделала международная группа из более чем 70 ученых.

Как именно они измеряли температуру реликтового излучения в далеких от Земли областях? В далеких скоплениях галактик, кроме самих галактик, присутствует еще и большое количество весьма горячего газа из свободных электронов. Сталкиваясь с этими электронами, фотоны реликтового излучения рассеиваются и при этом приобретают дополнительную энергию. Быстрые электроны их как бы подталкивают (это так называемый обратный эффект Комптона).

Из-за этого спектр реликтового излучения, а значит и его температура, локально меняется: реликтовый фон рядом со скоплением галактик начинает выглядеть для нас иначе, нежели в тех областях, где галактик мало (эффект Сюняева-Зельдовича). При этом отношение соответствующих сдвигов в температуре реликтового фона, измеренных на разных длинах волн, зависят от температуры реликтовых фотонов в районе скопления, но не зависят от свойств самого скопления! То есть мы можем не знать в деталях каких-то характеристик скопления, но при этом измерять температуру реликтового фона в его окрестности.

Ученые наблюдали 158 скоплений галактик на красных смещениях (в астрофизике расстояния до внегалактических объектов принято характеризовать красным смещением) от z = 0,05 до z = 1,35. Последнее смещение соответствует расстоянию более восьми миллиардов световых лет (при возрасте Вселенной в 13,7 миллиарда лет). Для работы исследователи пользовались телескопом South Pole Telescope, установленным на Южном полюсе. Справедливости ради надо отметить, что подобный эксперимент — в принципе, не первый. Однако на этот раз он сделан на большой выборке скоплений галактик — и в том диапазоне красных смещений, для которых подобных данных раньше не было.

Проанализировав собранные данные, ученые определили зависимость температуры реликтового излучения от красного смещения z. Она оказалась пропорциональной величине 1 + z. Именно это и предсказывает современная космология. С одной стороны приятно, что правильность наших представлений об эволюции Вселенной в очередной раз подтвердилась. Но с другой стороны, все же немного жаль, что не удалось открыть что-то новое.


Бездомная планета

Экзопланеты обычно обнаруживают или по вариациям радиальной скорости звезды-хозяйки планетной системы, или по затмениям той же звезды планетой, проходящей по ее диску. В обоих случаях саму планету мы почти никогда не видим и всю информацию о ней получаем из наблюдений центральной звезды.

Но есть и третий метод, в котором мы можем себе позволить не рассматривать даже центральную звезду. Он основан на так называемом микролинзировании.

Если какое-то массивное тело оказывается почти строго на прямой, соединяющей наблюдателя на Земле и удаленный источник света (обычно — далекую звезду), то свет этого источника, преломляясь в гравитационном поле массивного тела, становится для земного наблюдателя ярче. То есть гравитационное поле массивного тела работает точно так же, как обычная линза. Сравнивая видимую яркость далекой звезды во время события линзирования и до него, мы, в принципе, можем определить массу объекта-линзы. Само событие микролинзирования обычно длится от нескольких дней до нескольких месяцев.

С целью поиска таких событий развернуты несколько наблюдательных программ (например, OGLE и MOA). По своей сути все они сводятся к еженощному мониторингу большого количества звезд — в надежде на то, что какая-то из них вдруг увеличит свою яркость.

С помощью таких программ удалось обнаружить порядка десяти объектов массой в несколько юпитерианских (то есть это могут быть либо маломассивные звезды-карлики, либо планеты — газовые гиганты), для которых не удается указать звезды, вокруг которых они вращаются. Можно предположить, что это планеты-бродяги: в ходе гравитационного взаимодействия со своей звездой и другими планетами они оказались выброшены за пределы своих звездных систем и теперь скитаются по галактике.

Кандидата на роль такой планеты-скитальца удалось найти группе астрофизиков из разных стран. 26 июня 2011 года в Университетской обсерватории Маунт Джон (Новая Зеландия) ученые обнаружили повышение яркости одной из звезд, ход которого точно соответствует картине микролинзирования. Анализ кривой блеска показал, что, во-первых, в качестве линзы может выступать тело с массой около четырех масс Юпитера, а во-вторых, у этого тела есть спутник, который по массе не дотягивает даже до Земли.

Главное слово здесь — «может». Природа не позволила авторам в полной мере насладиться замечательным открытием. Дело в том, что расстояние до системы-линзы (которую мы напрямую не видим) неизвестно. И это вносит существенную неопределенность в интерпретацию наблюдений.

Точнее, существуют две модели, которые могут объяснить наблюдательные данные одинаково хорошо. Первая предполагает ситуацию, описанную выше — и тогда мы имеем дело с одиноко блуждающей по Галактике экзопланетой, газовым гигантом и ее спутником. Это удивительно еще и потому, что обнаружить спутник у экзопланеты пока не удавалось. Разумеется, мы ожидаем, что спутники существуют — просто наши поисковые методы еще не настолько чувствительны, чтобы их обнаружить.

Вторая модель говорит, что оба тела существенно тяжелее и составляют систему из маломассивной (около 0.12 массы Солнца) звезды и планеты, в десятки раз более тяжелой, чем Земля. Правда, во втором случае необходимо, чтобы далекая звезда-источник и линзирующая система двигались друг относительно друга с очень большой скоростью. А это кажется маловероятным, поскольку звезды, двигающиеся очень быстро, давно бы вылетели за пределы Галактики. Это еще один аргумент в пользу первой версии. К тому же в статистическом смысле первая модель оказывается лучше второй.

Но все же авторы, оставаясь максимально консервативными (и обезопасив себя от возможных ошибок и претензий коллег), в качестве финального результата предлагают считать открытую систему именно маломассивной звездой с планетой. Обосновывая это тем, что таких систем в космосе все же больше, чем одиночных планет со спутниками — и, стало быть, априорная вероятность их обнаружить — больше. Не исключено, что дополнительный анализ полученных данных все же еще перевесит чашу весов в пользу блуждающей одинокой планеты.


Трудности с газом

При внимательном рассмотрении (в прямом смысле этого слова) далеких галактик, точнее, свойств их излучения, выясняется, что все они преимущественно либо красного, либо голубого цвета. Галактик промежуточных цветов (зелено-желтых) существенно меньше.

Детали механизма такого разделения звездных систем на две группы не очень-то известны. Более или менее очевидно, что этот эффект связан с особенностями эволюции звезд в галактиках, ведь именно их свет составляет то излучение, которое мы наблюдаем. В свою очередь, разные цвета звезд означают их разный возраст. Большое количество молодых звезд будет добавлять голубого оттенка галактике, а старых — красного.

Таким образом, делается вывод, что процесс звездообразования в голубых галактиках длится миллиарды лет и даже «сейчас» там продолжают рождаться новые звезды. В красных же этот процесс довольно быстро затухает, и звезды, образовавшиеся в них к какому-то моменту, просто начинают стареть и краснеть. Но что заставляет звездообразование в одних галактиках поддерживаться в течение долгого времени, а в других — быстро затухать?

Наиболее правдоподобной кажется гипотеза о том, что в первом случае — с сине-голубыми галактиками, запасы газа (то есть строительного материала для звезд) в галактике постоянно пополняются из межгалактической среды. А во втором случае — с красными галактиками — большая часть газа была по каким-то причинам выброшена из галактики. Эта гипотеза — давняя, она активно изучается.

В июле 2013 года группа ученых представила просто прямое наблюдательное подтверждение тому, что на далекую галактику действительно выпадает достаточное количество межгалактического газа (о чем «Лента.ру» писала в одном из прошлых астрообзоров). Так подтвердилась первая часть гипотезы.

Теперь другая группа астрономов (из США), исследовав пару взаимодействующих галактик, находящихся на расстоянии около миллиарда световых лет от нас, обнаружила в их ближайшей окрестности явный существенный недостаток того газа, который впоследствии мог бы хоть немного продлить процесс звездообразования. Этот факт, говорят авторы, можно объяснить именно взаимодействием (по сути — столкновением) пары галактик. Грубо говоря, от удара легкий газ во внутренних частях галактик «выбивается» в межгалактическую среду. Разумеется, часть его со временем упадет обратно. Но, возможно, этого уже будет недостаточно для того, чтобы возобновить процесс звездообразования.

Непосредственно увидеть и изучить потоки газа в окрестностях далеких галактик очень сложно — в силу его малой светимости. Однако ученым повезло в том, что почти в том же направлении, что и эта пара галактик, мы видим более далекий квазар. Его свет как бы подсвечивает межгалактический газ, что позволяет нам изучить его свойства. Как минимум, оценить его количество на луче зрения по степени поглощения излучения квазара. Что, собственно, и было сделано.

В итоге сегодня у нас есть прямые (правда, единичные, и об этом надо помнить) подтверждения того, что именно потоки газа в окрестности галактик влияют на эволюцию их звездного населения, а так же того, что столкновение звездных систем может быть связано с выкидыванием газа из систем и образования той самой группы красных галактик.


Авторы: David Z, Test и mak-ino

Уже не в первый раз любители астрономии и просто неравнодушные люди помогают профессиональным ученым делать открытия. При этом имена первооткрывателей нередко скрыты за сетевыми псевдонимами — вроде тех, что вынесены в заголовок этой главы.

В нашем случае за этими именами скрываются пользователи системы распределенных вычислений Einstein@Home из Канады, Франции и Японии. Они принимали участие в поисках новых гамма-пульсаров по данным наблюдений космической международной гамма-обсерватории «Ферми» и причастны к открытию двух из них. А всего было открыто четыре новых объекта, о чем говорится в статье немецких и американских ученых.

В течение последних пяти с половиной лет обсерватория «Ферми» проводит обзор всего неба на таких коротких длинах волн электромагнитного излучения, что соответствующие фотоны имеют энергии в сотни миллиардов раз большие, чем фотоны видимого света (то есть нескольких сотен гигаэлектронвольт, ГэВ). Излучение столь высоких энергий генерируется во Вселенной в процессах, которым сопутствуют экстремальные состояния материи — движение частиц со скоростями, близкими к скорости света, мощнейшие магнитные и электрические поля, сильнейшая гравитация и прочее. Источниками гамма-лучей, в частности, являются и некоторые нейтронные звезды, четыре из которых как раз были открыты. Собственно, гамма-пульсары — один редкий тип нейтронных звезд. Они представляют собой сжатые до размера всего в 20 километров замагниченные ядра некогда массивных, но окончивших свою жизнь в виде вспышки сверхновой звезды.

Физика явлений, сопутствующих этим объектам (открытым не так давно) во многом непонятна. Так, например, совершенной неожиданностью для ученых было недавнее обнаружение квантов очень высокой энергии (более 100 ГэВ) от нейтронной звезды, находящейся в недрах Крабовидной туманности. В рамках современных теорий сложно объяснить происхождение таких квантов. Мы понимаем, что они обязаны своим существованием потокам заряженных релятивистских частиц в магнитосфере нейтронной звезды, но как именно работает такой сверхэффективный механизм извлечения энергии из движения частиц — остается загадкой.

Поэтому нейтронные звезды, излучающие в гамма-диапазоне, привлекают повышенное внимание астрофизиков. Не всегда ученые обладают достаточными ресурсами, чтобы обработать все поступающие наблюдательные данные. По этой причине и рождаются проекты типа Einstein@Home. Это проект (добровольных) распределенных вычислений, задуманный изначально для обработки данных с гравитационно-волновой антенны LIGO; сегодня он включает в себя с десяток научных задач для разных обсерваторий и объединяет более 300 тысяч пользователей. В частности, пользователи предоставляют свои компьютеры для поиска пульсаций в излучении какого-либо источника из тех, которые видит телескоп имени Ферми.

Строго периодические (с периодом порядка секунды) пульсации как раз и являются сильным признаком того, что мы имеем дело с быстро вращающейся нейтронной звездой. Четыре вновь открытых гамма-пульсара имеют периоды в диапазоне 0,1-0,5 секунды. Это, по-видимому, типичные гамма-пульсары, что, впрочем, не умаляет значимости сделанного открытия.

Что примечательно, программное обеспечение проекта Einstein@Home предназначено для работы не только на «полноценных» персональных компьютерах, но и на андроид-устройствах. Поэтому кто-то, возможно, может сказать, что его телефон настолько умный, что уже открыл несколько новых нейтронных звезд (кстати, радиопульсаров, в отличие от гамма-пульсаров, в рамках Einstein@Home было открыто более сотни). При этом стоит оговориться, что пользователи, чьи компьютеры (телефоны?) совершили это открытие, не были удостоены места в списке соавторов научной статьи. Они были упомянуты в разделе «Благодарности»; как утверждается, им вручили памятные сертификаты.

Источник