Квазари та космологія

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.

Хаббловская диаграмма для ярчайших радиогалактик в скоплениях квазаров

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 (Лямбда_о = 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.

• ← Природа активності
• Висновки →