Чем богаты черные дыры? Какие измерения пытаются проводить астрономы? Где искать «кирпичики» жизни? Об этом и многом другом — в обзоре главных достижений астрофизиков, подготовленном «Лентой.ру».
Иногда астрономы могут похвастаться астрономической точностью. А вообще-то, измерять параметры физических систем на расстояниях в миллионы и более световых лет — не самая простая задача, и высокой точности здесь ожидать не приходится. Свежий пример — проверка того, что красное смещение далеких галактик действительно не зависит от длины волны. Если кто-то запамятовал, красное смещение — это сдвиг всех линий в спектрах какой-либо галактики в сторону больших длин волн (то есть в красную часть спектра). Длина волны линий увеличивается в z раз, то есть Δλ=λ-λ0=z⋅λ0, где λ0 — это длина волны линии для наблюдателя в далекой галактике, а λ — длина волны той же линии, измеренная на Земле.
C фундаментальной точки зрения, красное смещение объясняется расширением Вселенной. Все галактики, в целом, удаляются от нас, что приводит к доплеровскому сдвигу линий. И величина z есть не что иное, как просто отношение скорости галактики к скорости света (в первом приближении): z = v/c.
Это число, очевидно, универсально для всей галактики, и, значит, величина сдвига линий Δλ в разных частях ее спектра должна отличаться от «начального» положения λ0
Хотя, в принципе, можно попытаться предложить и другое объяснение. Так, на заре становления космологии обсуждалась, например, гипотеза о «старении фотонов», которые понемногу теряют свою энергию (и краснеют) по мере путешествия по пространству. Эта гипотеза предполагает, что линии в красной части спектра галактики будут смещены иначе, чем в голубой, то есть будут соответствовать другому z. Правда, есть и еще несколько следствий — вроде того, что красное смещение в таком случае должно наблюдаться и в спектрах звезд нашей родной Галактики. Но все эти следствия не подтверждаются наблюдениями. Поэтому сегодня гипотезу о старении фотонов всерьез не рассматривают.
Но это не отменяет других идей, хотя они скорее учитывают тонкие эффекты в красном смещении, нежели претендуют на закрытие расширения Вселенной. И это делает осмысленным как можно более точную проверку зависимости красного смещения от длины волны.
В свежей работе испанских астрономов анализируются спектры 330 тысяч галактик, полученные в рамках Слоановского цифрового обзора неба (SDSS). Исследованные галактики располагаются на расстояниях вплоть до почти 3 миллиардов световых лет (zmax = 0.25). Выбрав в спектре около 60 различных линий, ученые показали, что их красные смещения в разных частях спектра если и отличаются, то не более чем на z ~ 10-5 (одна стотысячная). Этот предел лимитируется точностью наблюдений, то есть в рамках имеющихся данных нельзя говорить о каких-то отличиях на таком уровне точности. Но это не значит, что больший объем более точных данных не позволит все же обнаружить слабое отклонение.
Поэтому история еще не заканчивается, и подобную проверку в будущем проведут еще не раз. Основания для нее, в принципе, никогда не исчезнут, поскольку всегда можно представить, что есть какая-то неизвестная физика, приводящая к такому эффекту, и кто же откажется от шанса эту физику открыть.
Жизнь галактик — гигантских звездных «островов», таких как наш Млечный Путь — в самом простом изложении выглядит следующим образом. Через несколько сот миллионов лет после Большого взрыва газ, заполняющий Вселенную, под действием темной материи скучился в плотные облака (протогалактики), внутри которых из того же газа образовались десятки миллиардов еще более «мелких» и плотных протозвезд. Быстро запустились термоядерные реакции, и возникли уже настоящие звезды, а вся эта гигантская система, связанная собственной гравитацией, превратилась в галактику. Еще в какой-то момент в ее центре возникла сверхмассивная черная дыра. Не очень понятно, как именно, но возникла.
Получается, что практически весь газ, из которого собиралась галактика, превратился в звезды. И наблюдательный факт заключается в том, что уже несколько миллиардов лет назад темп звездообразования (скорость возникновения новых звезд) в большинстве не самых маленьких галактик существенно замедлился. Ибо весь первоначальный запас газа уже израсходован, и новым звездам образовываться просто не из чего. Логично? А вот и нет. Потому что, во-первых, кто сказал, что на галактику вообще и на ее центральную черную дыру в частности не падают остатки первичного газа из межгалактической среды? А то и целые маленькие галактики. Под действием сил гравитации, конечно же. Этот процесс вполне будет подпитывать звездообразование, и наблюдения подтверждают такую возможность.
А во-вторых, звезды в галактиках ведут достаточно бурный образ жизни — от них истекает вещество, они сбрасывают оболочки, взрываются, наконец. То есть в межзвездную среду в галактике постоянно поставляется новый строительный материал. И по оценкам, его больше, чем нужно для объяснения наблюдаемого слабого темпа звездообразования большинства галактик. Поэтому должен существовать какой-то механизм, который или выметает «лишний» газ из галактики, или, по крайней мере, препятствует тому, чтобы он собирался в звезды.
Кандидатом на роль такого механизма в последние годы рассматривался ветер (то есть истечение вещества) от центральной черной дыры. Последняя поглощает не все, что оказывается рядом с ней. Пути материи в сильно искривленном пространстве вблизи ЧД нетривиальны, и часть вещества может оказаться выброшенной. Но уверенного наблюдательного подтверждения ЧД-ветра в таких галактиках до последнего времени не было.
Теперь большая международная группа астрономов, воспользовавшись данными все того же Слоановского цифрового обзора неба (SDSS), обнаружила, что в ряде таких галактик действительно происходит истечение газа из центральной области галактики, в форме двух симметричных конусов. Это истечение, по-видимому, связано с центральной черной дырой. Такой гейзер (как его назвали авторы) в конечном итоге немного подогревает газ межзвездной среды внутри галактики, мешая ему эффективно собираться в новые звезды. Поскольку для того, чтобы начать коллапсировать, газ должен успеть эффективно охладиться.
Что, в общем, решает проблему малого темпа звездообразования в таких галактиках.
Есть такая большая наука на стыке астрофизики и химии — астрохимия. Она изучает взаимодействие и взаимные превращения веществ, составляющих межзвездную среду. Таких веществ — великое разнообразие. Сложные молекулы зачастую образуются в атмосферах проэволюционировавших звезд, где достаточно «прохладно», чтобы связи между отдельными атомами не разрушались почти сразу. А затем, в виде звездного ветра или сброшенной оболочки, образовавшиеся вещества попадают в межзвездную среду. Как показывают непосредственные спектральные наблюдения, в таких выбросах обнаруживаются и хлорид натрия NaCl (соль), и диоксид титана TiO2 (белила, он же пищевой краситель E171) и даже этанол C2H5OH.
Но особенно интересно, конечно, обнаружить в космосе органические молекулы-компоненты живых организмов. Хотя химические реакции, в которых молекулы собираются из отдельных атомов, неплохо идут и в земных условиях, некоторые атомные строительные кирпичики могли попасть на Землю еще в процессе образования нашей планетной сиcтемы — из первоначального молекулярного облака.
Один из таких кирпичиков — молекула монооксида фосфора (PO), которая на Земле является важной составляющей нуклеотидов, образующих ДНК живых организмов, а также входит в состав АТФ (аденозинтрифосфата) — основного источника энергии многих биохимических процессов.
Молекулу PO увидели в космосе сравнительно недавно, около 10 лет назад, но обнаружена она была в оболочке гипергиганта VY Большого Пса. Такие звезды живут лишь несколько сотен тысяч лет и умирают с грандиозным взрывом, добавляя химического разнообразия межзвездной среде. Выброшенное вещество затем может послужить строительным материалом для новой более металличной (то есть с повышенным содержанием элементов тяжелее гелия) звезды. И возникает закономерный вопрос: как переживает все эти метаморфозы пара PO? И переживает ли вообще? Если да, то такая молекула должна наблюдаться не только в оболочках старых звезд, но и в областях звездообразования — там, где она вот-вот станет частью звезды или протопланетного диска. Ответ на этот вопрос у нас теперь есть, и он положительный.
Группа астрофизиков из четырех стран, включая Россию, проводившая наблюдения на 30-метровом радиотелескопе международного института IRAM, отчиталась о первом обнаружении спектральных линий, соответствующих молекуле PO, в двух областях звездообразования — W51 и W3(OH). Таким образом, мы обрели экспериментальное «недостающее звено», связывающее образование монооксида в атмосфере старой звезды и его участие в образовании звезды новой.
Хотя неправильно было бы сказать, что одна и та же пара PO когда-то образовалась в атмосфере одной звезды и теперь благополучно войдет в состав звезды новой. Как говорилось выше, химические реакции запустить проще, чем, скажем, термоядерные, и поэтому молекулы вполне могут обмениваться атомами, ионами и электронами даже без особых условий вроде гигантских температур или давлений. Поэтому в ходе коллапса молекулярного облака (что, собственно, и происходит в области звездообразования), находящиеся в нем молекулы активно взаимодействуют между собой.
Авторы открытия смоделировали этот процесс и показали, что молекула PO участвует в целой цепочке реакций, в которую также вовлечены, например, молекула PN или «родственник» воды — ион гидроксония H3O+. Из-за последовательного обмена с ними разными атомами число молекул PO на начальной (холодной) стадии коллапса все же уменьшается на несколько порядков. Однако затем, когда коллапсирующий газ разогревается, количество монооксида фосфора, наоборот, возрастает, в несколько раз превышая первоначальное значение.
Хорошее получилось бы название для скандала вокруг какой-нибудь крупной корпорации. Но в астрофизике это всего-лишь один из эффектов, управляющих жизнью тесной двойной звезды. Точнее, это фамилия первооткрывателя эффекта — в 1987 году американцы Джеймс Эпплгейт и Джозеф Паттерсон описали связь между магнитными циклами одной звезды (аналогичным 11-летним циклам нашего Солнца) и изменениями в орбите другой звезды, составляющей с ней одну систему.
Ученые предложили очень красивый механизм. Циклическая магнитная активность звезд, условно именуемых звездами типа Солнца, связана с перестройкой структуры магнитного поля внутри них. Но магнитное поле, как мы знаем даже из школы, это — материя. Оно весит и может оказывать давление. Разная топология поля внутри звезды дает разный вклад в баланс сил, которые, с одной стороны, стремятся сжать звезду в точку (силы гравитации), а с другой, препятствуют коллапсу (в первую очередь — газовое давление за счет разогретых термоядерными реакциями недр). Таким образом, изменение структуры поля приводит к вариациям давления в разных частях звезды, а значит, и к небольшим деформациям ее формы, влияющей на форму гравитационного потенциала. Наконец, последний шаг: изменение гравитации одной звезды влияет на орбиту другой звезды. Ну, или планеты.
В принципе, этот механизм универсален и применим даже к нашей солнечной системе. Но для того чтобы он действительно ощутимо влиял на жизнь пары звезда-звезда (или звезда-планета), сама система, во-первых, должна быть достаточно компактной, так как на больших расстояниях изменения гравпотенциала сказываются уже слабо, а во-вторых надо, чтобы магнитное поле «главной» звезды было сравнительно сильным, чем наше Солнце похвастаться не может (не считая пятен). Поэтому эффект Эпплгейта скорее применим к меньшим по размерам и более холодным красным карликам, особенно входящим в состав очень тесных (иногда даже контактных) двойных систем.
Зачем это вообще надо? Для того, чтобы изучать магнитную активность звезд, особенно когда напрямую (спектральными методами) хорошо измерить магнитное поле не удается.
Благодаря механизму Эпплгейта мы можем следить не за самой звездой, а за орбитой ее компаньона, что гораздо проще. Так, в системах с затмениями достаточно просто измерять период между ними и следить за вариациями его величины. Эффект проявит себя примерно за десять лет, когда перестроится магнитное поле. В последние годы, благодаря масштабным обзорам неба типа SDSS, о котором говорилось выше, мы смогли открыть много тесных затменных систем, где может проявиться эффект Эпплгейта. Причем сильнее в тех системах, где мы предполагаем сильные магнитные поля (и высокую активность).
Астрономы в десяток телескопов следили 15-20 лет за почти 70 такими системами. Результат — действительно, при длительном наблюдении за системой выявляются вариации ее орбитального периода, объяснимые в рамках эффекта Эпплгейта. Причем авторы работы говорят, что так можно объяснить поведение всех исследованных систем, за редкими исключениями. Что как раз совсем не очевидно, поскольку есть и другие факторы, способные повлиять на орбиту двойной системы. Например, неучтенные планеты. Которым, как видно, не так легко образоваться (и удержаться) в тесной двойной системе.