Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Величина пекулярной скорости галактики зависит от распределения вещества вокруг нее. Например, галактики в больших скоплениях имеют очень большие пекулярные скорости – около 1000 км/с, – потому что находятся внутри или вблизи очень большой массовой концентрации, которая формирует гравитационный «потенциал», способный разогнать их до более высокой по сравнению с другими галактиками в скоплении скорости. Галактика на краю скопления похожа на шар для боулинга на вершине крутого холма: отпустите ее – и она разгонится до самой низкой точки потенциальной «ямы». Если у этого шара будет достаточно энергии, он начнет взбираться на следующий холм и т. д. Это – неплохая аналогия для галактики на радиальной орбите вокруг ядра скопления. Галактики в скоплениях делают это все время, двигаясь, словно пчелиный рой, потому что они вращаются вокруг общего центра масс. В совокупности распределение относительных скоростей галактик в скоплении может быть использовано для оценки общей массы (в том числе темной) скопления, поскольку диапазон скоростей связан с массой, заключенной в системе. На практике же вместо измерения скоростей всех скоплений галактик относительно Млечного Пути мы сравниваем их скорости со средним красным смещением всех галактик в скоплении. Когда мы строим распределение дельта-V для всех галактик в скоплении, мы получаем классическую колоколообразную, или гауссову, кривую. Характерная ширина этого распределения называется дисперсией скорости. Если мы знаем размер кластера, который имеет порядок от одного до нескольких мегапарсек в диаметре, то можем оценить общую массу кластера.

Космическая рентгеновская обсерватория «Чандра» была запущена на орбиту при помощи космического шаттла «Колумбия». «Чандра» – одна из ключевых спутниковых обсерваторий последних лет, открывшая окно с видом на самые бурные процессы во Вселенной, в частности на рентгеновское излучение, связанное с растущими черными дырами в далеких галактиках

Большие пекулярные скорости галактик в скоплениях – хорошая демонстрация того, что при попытке помещения галактик в трехмерную модель Вселенной мы приходим к не совсем точному представлению. Вернемся к нашему кубику с Млечным Путем посередине. Ведя наблюдения изнутри Млечного Пути, мы можем очень легко измерить положение галактик на небе, просто сделав снимок. Проблема возникает, когда появляется потребность в третьем измерении, потому что мы можем измерять только красное смещение в радиальном направлении. Таким образом, в скоплениях, подобных скоплению Девы, на красные смещения каждой отдельной галактики значительно влияет дополнительный компонент скорости вместе с общей скоростью спада, вызванной расширением Вселенной, из-за ускорения гравитационного потенциала скопления. Это означает, что мы не знаем точно, где в скоплении находятся эти галактики: мы смотрим на галактики в «пространстве скоростей», а не в истинном пространстве. Это станет очевидно, если нанести их положение вдоль линии видимости, определяемой их индивидуальными красными смещениями: мы получим образ, напоминающий вытянутый тонкий сгусток – результат их больших относительных скоростей по сравнению с другими галактиками на том же расстоянии от нас, но расположенными вдали от скопления и потому не так сильно подверженными его гравитационному воздействию. На самом деле, в реальном трехмерном пространстве галактики в скоплениях обычно распределены по симметричному сферическому гало, что легко понять по двумерному расположению галактик на небе, но пространственная информация теряется в третьем, радиальном измерении. Этот эффект стал известен как «пальцы Бога» – он довольно неприятен, но все же и не катастрофичен. Астрономы придумали хитрые способы компенсации этих космических искажений красного смещения при проведении космологических измерений на основе его исследований.

Измерение истинного расстояния до объектов – самая сложная проблема в астрономии. Чем дальше вы пытаетесь посмотреть, тем становится труднее: методы, которые работают для близлежащих объектов, несовместимы с удаленными. Измерение параллакса применимо только для сравнительно небольшого космического пузыря в нашей Галактике, растянувшегося лишь в нескольких десятках парсек от Земли. Использование цефеид в качестве индикаторов расстояния удобно только в том случае, если вы можете точно определить отдельные звезды, но опять же, когда мы смотрим на более отдаленные галактики, работать с ними сложнее, так как весь звездный свет от них смешивается и мы не можем «разделить» его на конкретные звезды. Этот фактор ограничивает наблюдения при помощи цефеид галактиками в нашей Местной группе, то есть большинством объектов в пределах нашего метрового кубика. Хотя есть одно особенное явление, которым мы можем воспользоваться для расширения границ наблюдения, – это использование отдельных звезд, когда они взрываются как сверхновые, в качестве «стандартных свечей» даже в очень далекой Вселенной.