Галактики. Большой путеводитель по Вселенной

Этой массы достаточно, чтобы привлечь, ускорить и в процессе нагреть межгалактический и исконный газ. Газ разогревается до достаточно высоких температур, от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов градусов, что слишком горячо, чтобы разрушиться в галактиках, и слишком холодно, чтобы испускать рентгеновские лучи, которые мы могли бы увидеть. Это огромный резервуар неиспользованного материала, из которого могли бы образовываться новые галактики или черпать для роста уже существующие, но он заточен в лимбе под действием силы тяжести. Этот материал называется тепло-горячей межгалактической средой. Эксперименты по ее обнаружению используют ту же методику линий поглощения, которая позволила нам обнаружить нейтральный газ в спектрах далеких квазаров. Хитрость заключается в том, чтобы найти яркий удаленный квазар вдоль линии обзора нитевидной структуры и получить ее ультрафиолетовый или рентгеновский спектр. Если свет от квазара проходит через плотное пятно тепло-горячей межгалактической среды, то свет может поглощаться присутствующими здесь сильно ионизированными элементами, например кислородом. Атом кислорода, у которого удалены почти все его электроны, будет поглощать свет при высоких энергиях, отслеживаемых ультрафиолетовым и рентгеновским диапазонами. Обнаружение такого сильно ионизированного элемента будет означать присутствие высокоэнергетической газовой среды. Поглощение рентгеновских лучей отслеживает очень горячий газ, а поглощение ультрафиолета – менее горячий, но все еще теплый газ. Такой резервуар был открыт в нашей части Вселенной в сверхскоплении Скульптора, или Стене Скульптора. Скульптор – это созвездие, и в его направлении можно найти похожее на стену сверхскопление галактик, которое представляет собой часть нашей крупномасштабной структуры. Рентгеновские спектры яркого квазара за этой стеной показывают характерный провал – линию поглощения – на правильной длине волны, ожидаемой для сильно ионизированного кислорода, задерживающегося между галактиками в этой плотной структуре.

Бо́льшая часть тепло-горячих межгалактических сред состоит из водорода; кислород и другие тяжелые элементы, задействованные в работе линии поглощения, – просто следовые загрязнения. Единственное место, где могли возникнуть эти тяжелые микроэлементы, – внутри звезд. Таким образом, эти «загрязнители», должно быть, каким-то образом «сбежали» из галактик, в которых они были сформированы, и теперь находятся в этих тепло-горячих межгалактических средах. Это еще одно доказательство циркуляции газа внутри галактик и за их пределами – барионного цикла. Но как насчет большей части тепло-горячих межгалактических сред: как они туда попали? Ответ на этот вопрос лучше всего моделируется в компьютерных симуляциях – мощных инструментах, необходимых для развития нашего понимания Вселенной и ее содержания.

Игрушечная Вселенная

В наше время астрономы часто пользуются компьютерами. В моих исследованиях бо́льшая часть работы связана с анализом данных телескопов. Из «сырых» изображений неба мы стремимся создать откалиброванный продукт из данных научного уровня (скажем, глубокое изображение или спектр), а затем собрать его для получения интересной информации. Необходимая для этого обработка опирается на все более мощное программное обеспечение, поскольку объем данных, создаваемых телескопами, постоянно растет, и требуются более вместительные средства хранения цифровой информации, большая вычислительная мощность и оперативная память. С другой стороны, для теоретиков наиболее важной в использовании компьютеров становится возможность создания симуляции работы Вселенной или, по крайней мере, ее приличного фрагмента. Как и наблюдатели, работающие с телескопами, создающие симуляции теоретики ограничены возможностями программного обеспечения. Всегда есть потребность в более быстрых машинах, большей памяти и большем количестве процессоров, и чтобы все это стоило как можно дешевле. Как и наблюдатели, стремящиеся видеть дальше и яснее, теоретики всегда стараются создать симуляции лучшего качества и с самым высоким разрешением.

Возможно, наиболее важные типы имитации крупномасштабных свойств Вселенной, которые мы имеем, – симуляции N-тела, где N – это количество частиц. Самая простая симуляция N-тела называется проблемой двух тел, которую можно сделать на листе бумаги. Нарисуйте сетку из линий – это ваша модель Вселенной, ограниченная двумя измерениями. Пронумеруйте ячейки, а затем выберите две случайные и нарисуйте в них точку – это два тела из проблемы двух тел. Мы пометим их как A и B. Что мы собираемся сделать? Смоделировать их эволюцию исходя из того, что они подчиняются законам физики. В этом случае мы просто учтем гравитацию.