Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Для формирования первых звезд и галактик существенно, что обычное вещество (газ) может остывать, теряя энергию, и сваливаться в центральные части обособившихся гало темного вещества. На красных смещениях 1 < z < 3 крупные галактики аккрецируют из окружающей среды большое количество (до 100 масс Солнца в год) холодного газа, который затем активно перерабатывается в звезды. Появление большого количества массивных звезд, в свою очередь, может за счет взрывов сверхновых и мощных ветров оказать влияние на звездообразование вплоть до полной его остановки и выметания газа из основной части галактики. Все это происходит на фоне объединения относительно небольших гало в более крупные объекты под действием взаимного гравитационного притяжения. Таким образом, звездные населения галактик находятся глубоко внутри обширных (и массивных) гало темной материи.

Галактики формируются в процессе иерархического скучивания и аккреции газа.

История формирования определяет тип галактики. Начиная с 1990-х гг. благодаря космическому телескопу Hubble и самым крупным наземным инструментам, сравнивая галактики, находящиеся на разных расстояниях от нас, мы имеем возможность изучать изменение морфологии галактик на протяжении их эволюции начиная с первого миллиарда лет их существования. Молодые галактики в среднем существенно отличаются от тех, что мы наблюдаем сейчас в нашей окрестности, линейный размер их звездной составляющей в среднем меньше, в них меньше тяжелых элементов, а содержание газа и количество массивных звезд выше. Это связано в первую очередь с тем, что в прошлом чаще происходили взаимодействия между галактиками, был выше темп формирования звезд, чей максимум приходится на z = 2 (три с лишним миллиарда лет после начала расширения).

Большую роль в формировании и эволюции галактик играют слияния.

Крупные галактики завершают пертурбационный период примерно к z = 1 (т. е. за несколько миллиардов лет), позднее лишь редкие слияния со столь же крупными объектами могут сильно повлиять на их структуру. Более мелкие галактики обычно медленнее расходуют свои запасы газа, а кроме того, они продолжают участвовать в слияниях и потому претерпевают заметные изменения вплоть до наших дней. В настоящее время существуют численные методы (проекты Illustris, EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) и др.), позволяющие проследить эволюцию галактик от неоднородностей плотности на z > 100 (миллионы лет после Большого взрыва) до наших дней, причем уровень детализации моделирования соответствует современным возможностям наблюдений. В результатах численных расчетов можно найти галактику, похожую на интересующую вас современную (например, нашу), и проследить, как она формировалась на протяжении 13 с лишним миллиардов лет. Однако многие аспекты эволюции галактик все еще остаются неясными.

Галактики на больших красных смещениях z трудно наблюдать, поскольку они выглядят очень слабыми: поверхностная яркость (без учета эволюции) падает как (z + 1)-4. Однако галактики в молодой Вселенной не выглядят маленькими. Это связано с понятием углового (или так называемого угломерного) расстояния, которое формально определяется по простой тригонометрической формуле: по известному линейному размеру и видимому угловому мы можем определить расстояние до объекта. Дело в том, что на момент испускания света, который мы сейчас видим, галактика находилась гораздо ближе к нам. Соответственно, она может иметь значительный угловой размер (порядка одной угловой минуты, если галактика крупная). В нашей Вселенной минимум углового размера (если считать галактики имеющими в среднем одинаковый линейный размер в разные эпохи) соответствует z ≈ (1 – 2), а для более далеких галактик он растет. Это потенциально позволяет рассмотреть крупнейшие морфологические детали у галактик на z ≈ 6 (чуть менее миллиарда лет после начала расширения) и даже дальше. Развитие техники наблюдений должно позволить увидеть эпоху начала формирования галактик, которая соответствует красному смещению z около 10.

Компьютерное моделирование позволяет в деталях проследить эволюцию галактик.

Галактики растут в процессе иерархического скучивания, когда более мелкие блоки (включая объемы газа) и галактики объединяются в более крупные. Процесс взаимодействия галактик приводит к перестройке их структуры и интенсификации процесса звездообразования. В частности, поглощение мелких спутников даже на красных смещениях z < 0,5 иногда позволяет крупным (по массе) галактикам заметно увеличить свои видимые размеры к настоящему времени. Самые мощные вспышки звездообразования, охватывающие всю галактику (так называемые ультрамощные инфракрасные галактики) связаны именно со слияниями. А взаимное приливное влияние на ранних стадиях формирования (когда основная масса газа еще не перешла в звезды) может приводить к появлению у галактик значительного момента импульса, что потом позволяет им стать дисковыми.

Активность и рост сверхмассивной черной дыры в центре галактики зависит от ее эволюции, а также, в свою очередь, может влиять на звездообразование в галактике.

Кроме того, в результате взаимодействия может усиливаться активность центральной сверхмассивной черной дыры, поскольку на нее начинает активнее течь газ. Это, как и слияния со сверхмассивными черными дырами поглощенных галактик, приводит к росту массы центральных объектов. Активность сверхмассивных черных дыр, особенно в самых крупных галактиках, может существенно влиять на звездообразование в них. Сейчас наблюдаются примеры, когда очень высокая активность центральной черной дыры приводила к мощным потокам вещества от центра, которые выметали существенную долю газа из галактик и останавливали активное звездообразование в них. Такой механизм может объяснять появление массивных эллиптических галактик на больших красных смещениях.

Галактики являются яркими объектами, потому что состоят из огромного числа звезд. Но иногда в самом центре (ядре) галактики находится источник, который по своему энерговыделению превосходит десятки миллиардов (или даже десятки тысяч миллиардов) звезд типа Солнца. Тогда мы говорим об активном ядре галактики, «сердцем» которого является сверхмассивная черная дыра.

Энерговыделение активного ядра в экстремальных случаях может превосходить суммарную светимость всех звезд этой галактики.

Первые галактики с активными ядрами были идентифицированы Карлом Сейфертом (Carl Seyfert) по наблюдениям спектральных линий в 1943 г. Однако активное изучение подобных объектов началось уже в 1950-е гг. – с развитием радиоастрономии. Ключевым моментом стало определение Мартином Шмидтом в 1963 г. расстояний до квазаров, после чего проблема объяснения существования внегалактических очень компактных (менее миллиарда километров) и очень мощных источников излучения стала весьма актуальной.