Вселенная. Мы живем в пузыре с пониженной плотностью

Бедное место

Трое американских астрофизиков Райан Кинан, Эми Баргер и Леннокс Коуи предприняли попытку сравнить среднюю плотность вещества в локальной части Вселенной с той, что имеет место на больших масштабах. Для этого они оценили в некотором смысле полное количество света от галактик, находящихся на разных расстояниях от нас. Они исходили из простого соображения: если в какой-то части Вселенной света больше, то там больше и излучающей материи, а значит, и материи вообще.

gov.au

То, что на масштабе более одного гигапарсека Вселенная однородна и изотропна, мы знаем, в общем-то, твердо. Но что происходит на масштабе в 3-4 раза меньшем, пока не так понятно. У Кинана, Баргер и Коуи получилось, что мы, по-видимому, живем в области локального «разряжения», то есть в среднем Вселенная более плотная, чем наши ближайшие окрестности.

Парсек — внесистемная единица расстояния в астрономии. Расстояние в один парсек равно расстоянию от Солнца до объекта, годичный параллакс которого равен одной угловой секунде. 1 парсек равен примерно 3,26 светового года или 3,09×10¹³ километров.

Авторы обсуждаемой работы сделали выборку из почти 35 тысяч известных галактик, распределенных по 500 квадратным градусам неба (1/80 всей площади небесной сферы) и при этом относительно близких — до красных смещений 0,2-0,3 (то есть как раз где-то до 1 гигапарсека). Информация об этих галактиках была результатом нескольких современных больших программ по сбору данных наблюдений за небом, таких как UKIDSS-LAS, SDSS и 2dF Galaxy Redhift Survey. В рамках работы оценивалась преимущественно яркость в инфракрасном диапазоне длин волн.

Инфракрасное излучение слабо поглощается пылью как в нашей Галактике, так и в той, из которой оно вышло, и, стало быть, по нему с меньшей ошибкой можно оценить полное количество излучающего вещества. В результате авторы получили самую большую и однородную выборку относительно близких галактик, которая когда-либо использовалась в рамках подобной задачи. Здесь стоит отметить, что создание такой выборки и аккуратная обработка имеющихся данных, с анализом всех возможных источников ошибок, составляет, в смысле вложенного труда, большую часть всей работы. По сути, в данной работе авторы исследовали зависимость так называемой функции светимости (проще говоря, количества света в пространстве) от красного смещения, то есть расстояния от нас.

Главный вывод работы: на расстоянии 200-300 мегапарсек от нас света примерно в полтора раза больше, чем рядом с нами. А значит, заключают авторы, и материи там пропорционально больше. Стало быть, мы живем в пузыре с пониженной плотностью.

Тут необходимо сделать одно замечание. Мы, конечно, сегодня знаем, что количество излучающего вещества и полное количество материи в галактике различаются очень сильно. Большую часть массы дает загадочная темная материя, которая потому и темная, что не светит. Но ее количество, как следует из множества работ по изучению динамики галактик, в целом пропорционально общей массе того вещества, которое, в прямом смысле этого слова, видно. Поэтому если непосредственно плотность вещества в какой-то части Вселенной оценить сложно, то сравнить плотности в разных местах, основываясь лишь на данных наблюдений яркости галактик, существенно легче.

 Обсуждаемая работа — уже не первое исследование плотности ближайших (по космологическим масштабам) окрестностей. Указания на то, что плотность вещества рядом с нами ощутимо меньше средней по всей Вселенной, появлялись в последнее десятилетие в работах разных авторов. Масштабы, о которых идет речь, — около 250-300 мегапарсек (около миллиарда световых лет). Это где-то в 3000 раз больше размеров нашей Галактики, в 400 раз больше расстояния до ближайшей крупной соседки — Туманности Андромеды — и в несколько раз больше размеров так называемых войдов — типичных разряжений плотности галактик во Вселенной.

Тот факт, что мы живем в зоне разряжения, может иметь далеко идущие последствия. Так, например, можно показать, что наблюдателю, находящемуся в центре достаточно сильного разряжения, будет казаться, что Вселенная расширяется с ускорением, даже если это не так. А ведь Нобелевскую премию за открытие ускоренного расширения Вселенной уже вручили.

Насколько сильно этот вывод влияет на современные космологические параметры (наличие темной энергии, величину постоянной Хаббла), говорить пока рано. Скорее всего, влияет не сильно, ведь современная космологическая модель состоит из большого набора разнородных наблюдательных фактов. К тому же почти одновременно с работой Кинана, Баргер и Коуи была опубликована небольшая заметка с контраргументами против изложенного здесь вывода. Однако теперь мы понимаем, что к данным прецизионной космологии, век которой, как показала обсерватория Планка, уже начался, необходимо относится более внимательно.

Предвестник

Трое американских физиков в небольшой статье представили результаты компьютерного моделирования процесса слияния нейтронной звезды (НЗ) с черной дырой (ЧД). Они изучали ту стадию этого явления, когда оба объекта еще только падают друг на друга и черная дыра находится внутри сильного магнитного поля нейтронной звезды. Своей гравитацией дыра несколько изменяет структуру магнитного поля звезды, что в результате, как выяснили авторы, приводит к достаточно мощной вспышке электромагнитного излучения. Такая вспышка будет предшествовать собственно слиянию этих экзотических объектов и, возможно, окажется характерной особенностью всего явления.

Вообще, при всей своей, казалось бы, экзотичности, явление слияния компактных объектов привлекает исследователей уже давно и не зря. И нейтронные звезды, и черные дыры являются остатками звездной эволюции. Когда в ядре достаточно массивной звезды заканчивается термоядерное топливо, «котел» остывает, давление падает и уже не может противостоять самогравитации, стремящейся стянуть ядро, «в перспективе», в точку. Это приводит к его коллапсу (часто сопровождаемому вспышкой сверхновой), который может либо остановиться на стадии нейтронной звезды (шарика диаметром 20 километров, с массой в полтора раза больше солнечной и сильнейшим магнитным полем), либо, если масса ядра очень велика, превратиться в черную дыру. В рамках такого механизма из обычной двойной звезды, каждый компонент которой достаточно массивен, может образоваться пара НЗ-ЧД.

Далее, общая теория относительности говорит нам, что оба остатка, обращаясь вокруг общего центра масс, должны понемногу терять свою энергию, которая будет уноситься в виде излучения гравитационных волн. Вследствие этого среднее расстояние между объектами будет постепенно уменьшаться, и в конце концов они упадут друг на друга, «сольются», чему будет сопутствовать особенно сильный всплеск гравитационного излучения. Неудивительно, что в своих попытках обнаружить последнее экспериментально физики весьма рассчитывают на подобные экзотические события.

Поэтому физики не перестают изучать природные явления, связанные с гравитационными волнами, теоретически. Ведь для более уверенного их поиска необходимо лучше понимать, что же именно мы ищем. Какими свойствами будет обладать реальный природный сигнал? Будет ли ему сопутствовать электромагнитное излучение (попросту — вспышка света)? Если да, то какая? Подобная вспышка, зарегистрированная обычными телескопами, позволила бы лучше определить направление, из которого пришел всплеск, а значит, возможно, и расстояние до источника и его природу.

Если коротко, то гравитационные волны — это колебания кривизны пространства-времени, распространяющиеся со скоростью света. Их существование предсказывает общая теория относительности. Представьте себе растянутый на весу кусок материи типа скатерти. Если в его центр положить тяжелый предмет, то материя прогнется и шарик, положенный рядом, будет стремиться скатиться к этому центральному телу. Именно так, по современным представлениям, работает гравитация. Здесь растянутая скатерть — это пространство. Если на «скатерти» ничего не лежит, то говорят что пространство пусто и имеет «плоскую» геометрию. Любая же масса искривляет пространство рядом с собой, что заставляет окружающую материю к ней «скатываться», то есть притягиваться. Волны, которые побегут по скатерти, если потрясти за один из ее концов, в такой аналогии и будут аналогом гравитационных волн. Сегодня уже построены и работают большие экспериментальные установки («гравитационно-волновые телескопы») для их поиска и изучения — такие, как американский LIGO или европейский VIRGO. Однако пока какого-либо значимого сигнала зарегистрировано не было.

Все это, собственно, и породило ту маленькую задачу, которую решили американские физики. Одну из многих в исследовании явлений, связанных с компактными остатками звездной эволюции. (К слову, слияние последних отчасти претендует и на объяснение природы так называемых коротких всплесков гамма-излучения, которые время от времени фиксируются космическими телескопами.)

Решение этой задачи было найдено при помощи компьютерного моделирования — одного из основных методов изучения сложных природных явлений. Компьютеры сегодня позволяют виртуально воссоздать изучаемое явление, провести своего рода виртуальный эксперимент. Надо лишь создать программу, которая шаг за шагом рассчитывает эволюцию той или иной физической системы во времени согласно заложенной математической модели. Результаты работы такой программы суть значения физических параметров, которые интересуют «экспериментатора». Это могут быть и скорости, и распределения масс, и величины электромагнитных и гравитационных полей.

В данном же случае авторов интересовало излучение света в ходе сближения НЗ и ЧД — его яркость, длительность, распределение по направлениям. Моделирование показало, что такая вспышка действительно будет иметь место, причем ее светимость будет в миллиарды раз превосходить светимость нашего Солнца. Правда, длиться она будет, скорее всего, менее секунды.

Другой важный момент заключается в том, что длина волны такого излучения будет настолько велика, что в чистом виде оно не дойдет до наблюдателя, а будет по дороге рассеяно межзвездной средой или даже скорее веществом в непосредственной близости от сливающейся системы. Но пропасть такое количество энергии не сможет, и будет шанс все же что-то зафиксировать нашими телескопами. Тем более что уже планируется установить на МКС несколько астрономических телескопов, в том числе специально для параллельного изучения источников всплесков гравитационных волн в оптическом диапазоне.

Международная группа ученых из США, Германии и Австралии представила результаты моделирования взрыва звезды массой в 55 тысяч солнечных — самой массивной из тех, которые когда-либо исследовались. В результате такого взрыва, показали ученые, в пространство будет выброшено большое количество переработанного в звезде вещества, содержащего не только легкие водород и гелий, но и значительную часть более тяжелых элементов. Звезды, образовавшиеся впоследствии из этого вещества, могли дожить и до наших дней.

Типичные массы звезд, образующихся сегодня, составляют лишь несколько масс Солнца. Реже — несколько десятков масс. Образовать очень тяжелую звезду — в сотни солнечных масс — уже крайне сложно, и при более чем миллиарде каталогизированных звезд мы таких объектов до сих пор не знаем. Однако рассуждать о сверхмассивных звездах, которые в тысячи и даже десятки тысяч раз тяжелее, чем наше Солнце, астрофизикам все-таки приходится.

Предполагать возможность их существования если не сегодня, то в прошлом заставляют, например, результаты наблюдений квазаров — очень ярких космологических источников. Их энергетика, по общепринятым представлениям, объясняется падением вещества на сверхмассивную черную дыру в центре очень далекой галактики. Однако многие из них образовались в эпоху, когда нашей Вселенной еще не было и миллиарда лет. И если в их центре действительно находится черная дыра с массой в сотни миллионов масс Солнца, то как она могла так вырасти за столь «короткое» время? Окончательного ответа на этот вопрос сегодня нет. Возможный вариант заключается в том, что зародышем сверхмассивной ЧД могла быть черная дыра меньшей, но все же гигантской массы — в тысячи и десятки тысяч солнечных. При этом возникает задача понять, как могли образоваться хотя бы такие, не экстремально тяжелые ЧД, называемые черными дырами промежуточных масс?

 Разумно предположить, что они родились из сверхмассивных звезд вследствие коллапса их центральных частей, как это происходит в нашу эпоху со сверхновыми. Поэтому интересно подготовить модель подобной звезды, «заставить» ее взорваться в виде колоссальной сверхновой и посмотреть, получится ли в остатке очень тяжелая черная дыра.

Собственно, это и проделали авторы обсуждаемой работы. В своем виртуальном эксперименте они «сделали» звезду с массой в 55 тысяч масс Солнца — самую массивную из тех, с которыми когда-либо имели дело ученые, — и «взорвали» ее. Как выяснилось, взрыв этого объекта будет настолько мощным, что массивная черная дыра даже не успеет образоваться, а все тысячи солнечных масс вещества разлетятся по пространству в масштабах, близких к размерам средней галактики.

Что ж, в каком-то смысле, «эксперимент» оказался неудачным. Однако он показал наличие интересных «побочных эффектов» такого события. А именно, неправильно думать, что разлетевшееся вещество по своему составу будет идентично тому, из которого когда-то образовалась взорвавшаяся звезда. В недрах звезд протекают реакции термоядерного синтеза — под действием высокой температуры и давления из более легких элементов (водорода, гелия) образуются более тяжелые (углерод, кислород и так далее). И ко времени взрыва сверхновой, который и происходит из-за невозможности дальнейшего протекания термоядерных реакций, вещество оказывается обогащено этими более тяжелыми элементами.

Впоследствии из выброшенного вещества образуются другие, вполне обычные звезды, в химическом составе которых будет больше тяжелых элементов. И вот такие звезды, как говорят авторы, вполне могли бы дожить до наших дней. Сегодня это будут весьма старые звезды, но с заметным содержанием тяжелых (то есть тяжелее гелия) элементов. Если их удастся найти в нашей Галактике, то это может быть свидетельством того, что сверхмассивные звезды, подобные той, которую «взрывали» авторы работы, действительно когда-то давно существовали.

Антон Бирюков