Проверка ОТО на галактических масштабах и недостаюКоллетт и его коллеги работали с данными наблюдений гигантской эллиптической галактики ESO 325-G004, расположенной в созвездии Центавра на расстоянии 465 млн световых лет от Солнца. Они использовали показания двух инструментов: спектроскопа MUSE, установленного на телескопе Yepun (одном из четырех восьмиметровых телескопов комплекса VLT Европейской Южной обсерватории, расположенной на горе Серро-Параналь в Чили), и обзорной камеры ACS космического телескопа «Хаббл». Спектроскоп MUSE позволил собрать данные о скоростях звезд, входящих в состав ESO 325-G004, и на этой основе оценить ее динамическую массу (см. вириальная масса). Камера ACS дала возможность измерить радиус кольца Эйнштейна, возникшего благодаря гравитационному линзированию галактикой ESO 325-G004 света другого звездного скопления, удаленного от нас примерно на 10 миллиардов световых лет. Этот радиус зависит от массы линзирующей галактики, так что его определение дает возможность оценить эту массу вторым и совершенно независимым способом. Соотношение между обеими оценками массы дается формулой Mdin = (1 + ;)/2·Mlensing. Легко видеть, что при ; = 1 обе оценки совпадают, а в противном случае они различны. Стоит отметить, что оба набора измерений дали достаточно точные результаты благодаря сравнительной близости ESO 325-G004 к нашей Галактике. Теоретический анализ собранных данных показал, что в центре ESO 325-G004 лежит черная дыра, тянущая на 3,8 миллиардов солнечных масс. Но это был, так сказать, дополнительный бонус. Куда важнее, что измеренное численное значение параметра ; лежит в диапазоне 0,97 ± 0,09. Этот результат справедлив в масштабах радиуса кольца Эйнштейна, который в данном случае составил примерно 2 килопарсека (около 6 тысяч световых лет, угловой радиус — примерно три секунды дуги). Таким образом, ОТО впервые выдержала испытание при проверке ее применимости на космических дистанциях этого порядка. Этот результат позволяет отсеять несколько альтернативных моделей динамики Вселенной. Двумя днями раньше, 20 июня, в журнале Nature появилась статья международной группы астрономов и астрофизиков, возглавляемой сотрудником Национального астрофизического института Италии Фабрицио Никастро. Возможно, им удалось хотя бы частично разрешить старую загадку, которую обычно называют проблемой недостающих барионов. Согласно Стандартной космологической модели, масс-энергетический баланс Вселенной примерно на 70% обеспечен вкладом темной энергии, и еще на 25% — темной материи. Оставшиеся 5 процентов вещества Вселенной почти целиком состоят из барионной компоненты — ядер водорода, гелия и более тяжелых элементов (конечно, есть еще электроны, нейтрино и фотоны, однако их вклад пренебрежимо мал). Эта оценка сделана на основе анализа флуктуаций спектра реликтового излучения, которые несут на себе «отпечаток» процессов первичного нуклеосинтеза в только что возникшей Вселенной. Более того, изучение оптических спектров очень далеких квазаров убедительно показывает, что все «вычисленные» барионы действительно существовали на ранней стадии эволюции Вселенной, когда ее возраст не превышал 2–3 миллиардов лет. Однако здесь-то и возникает проблема. До сих пор максимально полный учет барионной материи, содержащейся в звездном веществе, холодном внутригалактическом газе, галактических гало и так называемой теплой и горячей межгалактической среде обеспечивал выявление лишь 61% «расчетного» количества барионов (к слову, звезды содержат всего лишь 7% их общей массы). Правда, при этом удалось учесть лишь вещество самой низкотемпературной (её-то и называют теплой) компоненты WHIM, где температура газа лежит в диапазоне от ста тысяч до полумиллиона градусов. В силу столь «скромного» нагрева эта компонента содержит незначительное количество нейтрального водорода. Поскольку его атомы сохраняют свои электроны, они могут излучать фотоны разных энергий, которые надежно регистрируются астрономической аппаратурой. Изучение этих спектров, выполненное в последние годы, показало, что теплая компонента WHIM содержит около 15% барионного вещества Вселенной — то есть, примерно четверть его полной массы, обнаруженной до сих пор. Весьма существенный дефицит в 39% оставался необнаруженным. В 2012 году двое из числа авторов обсуждаемой статьи в Nature Чарльз Данфорт и Майкл Шулл предложили решение этой проблемы. Они предположили, что недостающие барионы в основном укрыты в исполинских струях очень горячего (нагретого до миллионов и десятков миллионов градусов) газа, соединяющих скопления и сверхскопления галактик. Наличие этих струй, так называемых филаментов, надежно установлено многочисленными наблюдениями. Филаменты заполнены самой горячей компонентой WHIM, содержающей практически полностью ионизированный водород. Предложенное объяснение наблюдаемого барионного дефицита при всей его убедительности непросто проверить. С одной стороны, сверхгорячий водород внутри филаментов чрезвычайно разрежен (от одной до десяти частиц на кубический метр), да и размеры филаментов сравнительно невелики (1–10 мегапарсек). С другой стороны, оставшиеся без электронов протоны не могут быть источником характерных линейчатых спектров, позволяющих установить наличие этого газа. Однако филаменты могут содержать следовые количества сильно ионизированных атомов других элементов, содержащих часть электронов в связанном состоянии. Эти ионы могут генерировать излучение с вполне опознаваемыми спектральными характеристиками, лежащее в ультрафиолетовой и/или рентгеновской зоне. Правда, ожидаемая интенсивность таких сигналов чрезвычайно мала, так что их детектирование — очень непростой вызов для исследователей. Теперь эту задачу удалось по крайней мере частично решить благодаря аппаратуре европейской космической рентгеновской обсерватории XMM-Newton. Никастро и его коллеги с ее помощью накопили данные об излучении очень яркого рентгеновского блазара 1ES 1553+113, удаленного от Млечного Пути не менее чем на 2200 мегапарсек (около 7 миллиардов световых лет). По пути к Земле это излучение прошло через два филамента межгалактического горячего газа, расположенных на разных расстояниях от нашей Галактики (их красные смещения равны 0,36 и 0,43. Пересекая филаменты, оно переводило в возбужденные состояния сильно ионизированные атомы кислорода, содержащие всего по паре (вместо положенных восьми) электронов. Эти ионы с заброшенными на верхние энергетические уровни электронами в свою очередь порождали вторичное рентгеновское излучение, которое и регистрировала обсерватория. Сбор этой информации, выполненный в 2015–17 годах, потребовал весьма длительного времени (1,75 миллиона секунд — это почти 490 часов), что позволило обеспечить значительное превышение сигнала над шумом. Накопленные данные позволили установить концентрацию кислородных ионов в филаменте и на этой основе вычислить его барионную компоненту — правда, в весьма широком диапазоне значений. Справедливости ради надо отметить, что предположения, на которых основана приведенная оценка барионной плотности, еще нуждаются в уточнении. Красное смещение блазара 1ES 1553+113 установлено лишь приблизительно, известно лишь, что оно не может быть меньше 0,41. Это не ставит под сомнение возможность прохождения его света через ближайший из двух филаментов, но вопрос о «просвечивании» более удаленного филамента пока остается открытым. Также не исключено, что излучение блазара хотя бы частично поглощается не филаментами, а внутригалактическим газом, однако Никастро и его соавторы считают такую возможность маловероятной. © Copyright: Сибирская Хиджра, 2018.
Другие статьи в литературном дневнике:
|
