Квазари та космологія
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
В этой обширной и сложной теме можно выделить несколько аспектов, каждый из которых позволяет астрофизикам лучше понять кинематические, физические пли структурные свойства наблюдаемой области Метагалактики.
Пространственное распределение далеких КЗО. Мы уже отмечали, что есть некоторая вероятность встретить КЗО в составе скоплений, групп скоплений или сверхскоплений галактик. По мере перехода ко все большим красным смещениям, т. е. по мере продвижения наблюдений в прошлое Вселенной, вероятность этого должна возрастать, так как в эпоху рождения галактик (при z ~ 2—5) ядра многих из них могли проходить стадию квазизвездных объектов. Поэтому наблюдаемая скученность в распределении КЗО по небесной сфере, подтвержденная и близкими значениями z для объектов, близких по углам, может отражать истинные неоднородности как в их пространственном распределении, так и в распределении галактик, которые из-за своей удаленности сами не наблюдаются.
Как известно, больше половины близких галактик собраны в скопления размерами около 1,5 Мпс и числом членов от нескольких десятков («бедные»),до 1000 («богатые» скопления). Среднее расстояние между скоплениями примерно в 10 раз больше их размеров. Скопления галактик, в свою очередь, собраны в еще более крупномасштабные структуры — сверхскопления.
Размер среднего сверхскопления составляет несколько десятков мегапарсек, а число его членов (скоплений галактик) — всего несколько; сверхскопления, состоящие из десятков скоплений галактик, редки (кстати, Местное сверхскопление с центром в созвездии Дева, в состав которого входит и наша Галактика, является именно таким исключением).
Оценки X. Арпа и Я. Оорта показали, что можно ожидать обнаружения одного КЗО примерно в каждом пятом богатом сверхскоплении и двух КЗО — в каждом тридцатом. Наблюдаемая неоднородность в распределении по небу далеких КЗО как будто подтверждает такой вывод.
Если скопления галактик, особенно «богатые», имеют более или менее сфероидальный вид, то этого не скажешь про сверхскопления, наблюдаемые как вытянутые и неоднородные образования. Взаимодействуя между собой гравитационно, такие структуры могут формировать в пространстве отдельные «ячейки-соты», с повышенной плотностью числа галактик в «стенках ячеек». Характерные размеры таких «ячеек» составляют сотни мегапарсек. На небесной сфере эта «ячеистая» структура может наблюдаться в виде «сетки» неправильной формы, сотканной из множества галактик, собранных в скопления. Существование таких крупномасштабных, вытянутых, переплетающихся между собой под действием сил гравитации, структур, получивших название «блинов», было предсказано еще в 1970 г. академиком Я. Б. Зельдовичем.
Поиски «стандартной свечи». Если среди КЗО удастся найти «стандарты» и откалибровать их по близким объектам, расстояния до которых можно будет оценить, не прибегая к помощи красных смещений, то можно будет оценить параметры (константу Хаббла, среднюю плотность вещества, степень однородности модели) расширяющейся Метагалактики.
К сожалению, поиски каких-то стандартных величин для внегалактических объектов, в том числе и квазизвездных, пока не увенчались успехом. Ни общие радиоразмеры, ни полная их светимость не являются постоянными. Они меняются как из-за индивидуальных особенностей самих объектов, так и из-за плохо поддающихся учету эффектов эволюции их параметров со временем (т. е. с красным смещением) — все это затрудняет выбор модели мира по КЗО. Например, построение хаббловской диаграммы m(z) для КЗО не привело к особым успехам опять же из-за большого разброса истинных светимостей объектов (рис. 12). Рядом авторов были предприняты попытки эту зависимость построить не для всех КЗО, а отобрав лишь наиболее светимые из них (для галактик хаббловская зависимость ведь также строится только по ярчайшим в скоплениях). Однако и это не привело к особо надежным результатам. Формально для КЗО наилучшее согласие получается с наблюдениями в предположении «закрытой модели» Вселенной, т. е. со средней плотностью вещества, выше критической.
Подсчеты КЗО. Проводя на ограниченных площадках небесной сферы подсчеты числа КЗО с разными наблюдаемыми потоками (как в радио-, так и в оптическом диапазонах), а также подсчеты числа КЗО с разными красными смещениями, можно сделать некоторые выводы как об изменении их яркости со временем, так и об изменении их пространственных плотностей с красным смещением.
Если бы все эти выводы были надежны, т. е. если бы нам была известна их функция светимости и закон ее изменения со временем, а также закон изменения пространственной плотности КЗО с красным смещением, то подобрать, исходя из наблюдений, удовлетворительную космологическую модель было бы не сложно. Однако мы не знаем достоверно всех этих параметров, и поэтому уверенно подобрать модель мира не удалось.
Наметилось, правда, некоторое продвижение в вопросе о законе изменения пространственной плотности КЗИ со временем. Этот прогресс связан с работами М. Шмидта, который из известных объектов отобрал несколько десятков и сконструировал из них так называемую «полную выборку». Шмидт показал, что пространственная плотность объектов выборки растет в прошлое пропорционально (1 + z)5. Такое крутое нарастание, в прошлое вряд ли продолжается до красных смещений, больших 2,5, так как иначе мы получили бы очень большую пространственную плотность КЗИ при z > 3, что противоречит данным о потоках фонового радио- и оптического излучений.
Вклад КЗО в фоновые излучения Метагалактики. Вопрос о вкладе излучения от квазизвездных объектов в фоновое диффузное внегалактическое излучение пока не совсем ясен, так как мы не имеем достоверных сведений ни об эволюции их светимости, ни об эволюции зависимости числа КЗО в единице сопутствующего объема от красного смещения. Однако примерные оценки показывают, что этот вклад может достигать 30—50% в инфракрасном и рентгеновском диапазонах. Вопрос о вкладе излучения КЗО в оптический фон не имеет однозначного ответа, так как в этом диапазоне трудно отстроиться от вклада слабого излучения гало нашей собственной Галактики и ближайших окрестностей Солнца.
Особый интерес представляет вопрос о суммарной интенсивности КЗИ в радио- и инфракрасном диапазонах, так как на область длин волн в районе 1 мм приходится максимум фонового реликтового 3-градусного излучения. Б области длин волн около 1 мм фоновой 3-градусный поток составляет примерно 5•10-18 Вт•(м2•Гц•ср)-1 и превосходит почти в миллион раз суммарный поток от радиоисточников (при этой оценке предполагалось, что спектр от длины волны десятков сантиметров со спектральным индексом порядка а = 0,7 тянется в область 1 мм).
Не исключено, правда, что вклад в фон от мощных компактных радиоисточников с плоскими спектрами (а<0,5), отождествляемых с квазарами, будет значительно больше (тем более, что как мы отмечали ранее, у квазаров в миллиметровом диапазоне намечается пик излучения).
Использование КЗО для «просвечивания» межгалактической среды и других объектов. Мы уже отмечали раньше, что многочисленные слабые линии поглощения в спектрах далеких КЗО могут формироваться в относительно плотных и холодных газовых облаках, расположенных или в коронах галактик, или в межгалактической среде и попадающих на луч зрения наблюдателя. Так что изучение особенностей спектров КЗО в поглощении позволяет получать сведения как о плотностях «невидимых» объектов в пространстве, так и о физических параметрах газовых комплексов, ответственных за поглощение.
Делались попытки поиска газовые облаков на луче зрения и не только в оптическом диапазоне, но и по радиолинии нейтрального водорода (Лямбдао = 21 см). Трудность, однако, состоит в том, что, поскольку неизвестно, на каком красном смещении расположены эти облака, то неизвестно и на какой длине волны следует вести поиск. Наблюдения такого рода проводились, но дали пока только верхний предел на число атомов нейтрального водорода на луче зрения в столбе с сечением 1 см2(меньше 1021).
В оптических спектрах далеких КЗО можно искать не только узкие линии поглощения, но и широкие полосы, образующиеся при поглощении в веществе, заполняющем межгалактическое пространство. Такие полосы могли бы наблюдаться на длинах волн, например, короче длин волн линий La (1216 А) или Lс (912 А — предел линий лаймановской серии), смещенных на (1 +z). Полосы эти будут самыми глубокими при длинах волн Лямбда = 1216 (1+z) и Лямбда = 912 (1 + z) А, а по мере уменьшения длины волны они должны мельчать. Такая форма полос связана с тем, что плотность поглощающего межгалактического вещества в расширяющейся Метагалактике уменьшается по мере перехода к меньшим, чем у наблюдаемого объекта, красным смещениям.
Попытки обнаружить такие полосы поглощения привели Дж. Ганна и Б. Петерсона к выводу, что концентрация нейтрального водорода в межгалактической среде не превосходит величины 6•10-12 см-3. Это, конечно, не означает, что в межгалактическом пространстве почти нет вещества. Газ ведь может быть сильно ионизирован мощным излучением самих КЗО или нагрет до высоких температур (а значит, опять-таки ионизирован) ударными волнами, возникающими при формировании «блинов» — протоскоплений галактик.
Оценки показывают, что при температуре межгалактической среды около 106 К в нейтральном состоянии остается один атом водорода из миллиона. Из этого следует, что общая плотность водорода не превосходит в межгалактическом пространстве 10-6 см-3.
Наличие ионизированного газа на луче зрения может привести к появлению и рентгеновских линий поглощения в спектрах далеких КЗО. Эти линии могут возникать как в разлетающейся оболочке самих квазаров, так и в горячем газе корон гигантских галактик, попавших на луч зрения наблюдателя. Особенно заметными эти линии могут быть в случае, если КЗО расположены за богатыми скоплениями галактик (или внутри их), в центральных областях которых может быть собрано много горячего газа.
В последнем разделе мы кратко рассказали о тех надеждах, не всегда сбывавшихся, которые космологи возлагали на КЗО, как на «маяки Вселенной». И хотя природа не пожелала раскрыть главную тайну Мироздания — космологическую модель мира с помощью КЗО пока выбрать не удалось. Но не надо думать, что квазизвездные объекты не внесли своей лепты в науку о Метагалактике — космологию. С их помощью удалось сделать некоторые выводы о крупномасштабной структуре Мегамира при z~3 и, таким образом, заметно «раздвинуть» границы реально наблюдаемой области Метагалактики. Кроме того, исследования КЗО дают основания для оптимизма в вопросе об обнаружении молодых галактик, так как сами они, возможно, являются их ядрами. И это уже очень много, даже не акцентируя внимание на том замечательном факте, что КЗО являются еще и «щупами» Вселенной.