Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Спектр далекой галактики демонстрирует яркую линию излучения, представляющую ионизированный кислород. Яркость этой эмиссионной линии может быть преобразована в скорость звездообразования в этой галактике. Этот спектр был получен с помощью инструмента FORS телескопа VLT

Галактики, которые не образуют новых звезд и содержат очень зрелое, старое звездное население, не дают много линий УФ-света или газовой эмиссии. Бо́льшая часть энергии поступает в более красную и более длинную волну видимой и ближней инфракрасной части спектра. Эти галактики также имеют сильные линии поглощения, образованные металлами, которые накапливались в процессе звездной эволюции в течение всего существования галактики. Заметные линии поглощения в этих галактиках происходят от элементов кальция и магния (в видимой части спектра).

Таким образом, спектры могут быть использованы для изучения внутренних условий и среднего возраста других галактик, а также для их и для классификации по различным типам на основе видимых нам особенностей. Однако в этой работе необходимо быть предельно внимательным. Галактики с активным процессом звездообразования, например, могут не иметь большого количества УФ-излучения или показывать особенно сильные эмиссионные линии. Из этого можно было бы сделать вывод, что уровень звездообразования в них низкий. Загвоздка здесь в том, что некоторые галактики содержат огромное количество межзвездной пыли – частиц кремния и углерода, которые зачастую окружают области звездообразования. Как мы знаем, пыль поглощает УФ– и оптические фотоны и таким образом способствует покраснению спектра, подавляя синий свет, исходящий от новых звезд, и линии эмиссии, которые они производят при облучении молекулярных газовых облаков – так называемых звездных колыбелей. К сожалению, именно вокруг мест образования новых звезд пыль зачастую наиболее плотная – в этом случае мы говорим, что оптическая глубина самая высокая.

В некоторых случаях покраснение настолько сильное, что приводит к серьезному недооцениванию скорости звездообразования в галактике. Один из способов решить эту проблему – измерить количество инфракрасного света, излучаемого галактикой. При поглощении УФ-фотонов пыль нагревается, – обычно до температуры от нескольких десятков до 100 градусов выше абсолютного нуля (в зависимости от того, где находится пыль относительно звезд). Выглядит холодновато, но на самом деле любой объект, температура которого выше абсолютного нуля (–273 °C), выделяет тепловую энергию. Вы излучаете инфракрасное излучение на длине волны около 10 микрон. Более холодные объекты излучают инфракрасное излучение на более длинных волнах, и наоборот. В случае межзвездной пыли пик тепловыделения составляет около 100 микрон, но с широким разбросом. Чтобы обнаружить процесс звездообразования в регионах, скрытых пылью, можно прибегнуть к поиску контрольного инфракрасного излучения, вызванного в результате нагрева звездным светом затемняющей межзвездной пыли.

Карта Вселенной

Спектроскопия позволяет нам в некотором смысле классифицировать галактики; точно так же – благодаря красному смещению – она помогает нам поместить их в некоторый трехмерный контекст. Но как они на самом деле распределены в космосе? Давайте рассмотрим наш «местный» ландшафт более подробно. Представьте, что мы можем вырезать какую-то часть Вселенной, некий кубик, и детально изучить все его содержимое. Давайте нашим кубиком станет та часть, которая находится в центре Млечного Пути, а длина каждой стороны куба составит 20 Мпк. Это достаточно большой кусок, даже в космологических терминах, и он содержит хорошую выборку локальной части Вселенной. Что же мы найдем в нем? Для упрощения нашей визуализации давайте уменьшим это поле так, чтобы каждая его сторона равнялась метру – кубик станет достаточно маленьким, чтобы поместиться в комнате.

Теперь представьте, что этот кубик пространства находится перед вами как трехмерная модель. В этой уменьшенной модели размер самого Млечного Пути, находящегося прямо в центре кубика, составлял бы всего лишь 1 мм в поперечнике и был бы едва видимым для глаза. Крошечный Млечный Путь окружен своими «компаньонами» – несколькими карликовыми галактиками, Магеллановыми Облаками, а также другими галактиками-спутниками, и все они находятся в этом масштабе в пределах нескольких миллиметров. Расстояние до нашего ближайшего соседа подобного типа – галактики М31 – составляет около 4 см. В радиусе от 10 до 15 см от Млечного Пути находится от 50 до 60 других галактик. Все это называется Местной группой галактик и являет собой наш космологический «задний двор».