2019-02-18
Фиксация темной материи - теория и практика
Подробнее

2019-02-17
НАСА купит места Союзах, снимает песчаные реки Марса и звезды, ищет недостающую материю
Подробнее

2019-02-17
Роскосмос: Открытие спутника «Ломоносов», инфраструктура для «Енисея» «Хаябуса-2», Юпитер в объективе «Юноны»
Подробнее

2019-02-16
Нейросеть создаёт фото несуществующих людей
Подробнее

2019-02-15
Психология в замкнутом пространстве в виртуальном полете на Луну
Подробнее

2019-02-12
Материалы наиболее эффективные для преобразования тепла
Подробнее

2019-02-11
Осцилляторную нейронную сеть научили распознавать образы
Подробнее

2019-02-08
международная экспедиция в пещерную систему Мчишта-Акшаша (Абхазия)
Подробнее

2019-01-29
Большие возможности мини-мозгов из стволовых клеток
Подробнее

2019-01-24
В межзвёздной среде обнаружили предшественника аденина
Подробнее

2018-09-01 (№ 36)
В центре ультракомпактной карликовой галактики найдена сверхмассивная черная дыра
31 августа ЭЛЕМЕНТЫ. Недавно в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society была опубликована статья Антона Афанасьева, Игоря Чилингаряна, Стефана Миске и их коллег об обнаружении и детальном исследовании сверхмассивной черной дыры в центре одной очень необычной и редкой галактики, UCD3, которая относится к малоизученному пока классу ультракомпактных карликовых галактик. Эта работа, выполненная с помощью спектроскопических наблюдений на одном из самых больших телескопов в мире, позволяет лучше разобраться в загадке возникновения таких галактик.

Космические объекты любого типа — планеты, звезды, галактики — не могут иметь совсем произвольную массу. Их масса определяется различными физическими законами, которые играют наибольшую роль при формировании объекта и дальнейшей его эволюции. Так, например, масса обычной звезды лежит в пределах примерно от 0,1 до 200–300 солнечных масс — именно в этом диапазоне эффективнее всего проявляется гравитационная неустойчивость, или неустойчивость Джинса, ответственная за сжатие протозвездного облака.

У галактик то же самое, но на других масштабах: их массы лежат в пределах от 108 до 1013 солнечных. А вот если двигаться по условной шкале космических масс от галактик в «легкую» сторону, то обнаружится большой пробел: следующими на этой шкале будут шаровые звездные скопления (гравитационно-связанные системы из нескольких десятков или сотен тысяч звезд, которые вращаются вокруг общего центра): их массы лежат в диапазоне от десятков тысяч (~105) до нескольких миллионов (~106) солнечных. То есть разрыв здесь — два порядка, если мерить в солнечных массах. В принципе, ни из чего не следует, что их массы должны перекрываться. Однако очень долго астрономы не наблюдали космических объектов промежуточной массы, которые были бы тяжелее шаровых скоплений, но меньше самых маленьких карликовых галактик, и на первый взгляд это кажется неправильным.



Рис. 1. Скопление Печи, отстоящее от нас примерно на 62 миллиона световых лет, состоит из 58 галактик. Его центр лежит рядом с большой эллиптической галактикой NGC 1399, там же, почти неразличимые на этом снимке, находятся и ультракомпактные карликовые галактики (обведенная квадратиком галактика NGC 1427A к ним не относится). Изображение с сайта heritage.stsci.edu

Всё изменилось в начале XXI века, когда на новом поколении телескопов с помощью спектроскопических наблюдений удалось обнаружить несколько необычных объектов недалеко от центра скопления Печи (рис. 1). Они были намного меньше обычных галактик и меньше карликовых галактик, которых, несмотря на их скромные размеры, обнаружено уже довольно много. Обнаруженные объекты ярче и имеют более сложную структуру, чем шаровые скопления, поэтому их отнесли к галактикам и назвали ультракомпактными карликовыми галактиками (ultra-compact dwarf galaxy, UCD).

Сейчас астрономы знают несколько десятков подобных галактик и понимают, что объекты эти, хотя и редкие, но совсем не уникальные: их продолжают находить рядом с центральными областями многих галактических скоплений.

Большой вопрос: как образуются подобные галактики? Дело в том, что отсутствие объектов промежуточных масс (от миллиона и до сотни миллионов солнечных) хорошо объяснено астрофизиками. Слишком массивные шаровые скопления гравитационно неустойчивы, в них нет темной материи и звезды на внешних орбитах будут обладать такой высокой скоростью, что они с легкостью смогут преодолевать притяжение остальных звезд и улетать в космос. У галактик другая история. Если сильно упростить, то они образовались из первородных флуктуаций плотности темной материи в первые моменты после Большого взрыва. Чем плотность этих флуктуаций была выше, тем галактики образовывались быстрее, и наоборот. По современным подсчетам для гипотетических галактик массой в несколько миллионов солнечных время формирования превышает возраст Вселенной — они образуются так медленно, что их еще вообще не должно быть.

Но теперь они обнаружены, так что нужно объяснить, откуда они взялись. А это — настоящий вызов астрофизикам. На сегодня есть три модели, претендующие на объяснение механизма формирования UCD-галактик:

1) это все-таки те самые «почти невозможные» карликовые галактики, сформировавшиеся вокруг первородных флуктуаций, просто мы плохо знаем их физику;
2) это несколько удачно столкнувшихся шаровых скоплений;
3) это остатки более массивных карликовых галактик, внешняя оболочка которых была ободрана приливным взаимодействием со стороны пролетавшей мимо массивной галактики.

У этих моделей есть достоинства и недостатки, каждую из них подтверждают одни наблюдательные факты и опровергают другие. В пользу модели приливного обдирания говорит тот факт, что UCD-галактики (в том числе и та, о которой пойдет речь дальше) в основном обнаруживаются рядом с центрами скоплений галактик: там большая плотность галактик на кубический парсек, поэтому велика вероятность, что две галактики пролетят рядом, гравитационно воздействуя друг на друга.

Тем не менее, главным аргументом в пользу этой модели явилось интересное открытие: на графике «масса-светимость» все UCD-галактики лежат значительно выше основной кривой, на которую попадают все прочие галактики. График этот довольно прост — чем галактика или скопление галактик массивнее, тем ярче они светят. Аппроксимировав известные данные, можно провести линию, которая будет предсказывать, каким должно быть соотношение даже у тех галактик, которые считаются несуществующими (например, в сто раз тяжелее или в сто раз легче тех, что мы наблюдаем). Это соотношение было эмпирически выведено еще в 60-х годах и с тех пор подтверждалось множеством наблюдений. Так вот, многие UCD-галактики лежат выше этой теоретической кривой для галактик своей массы: они избыточно массивные для такой яркости, или, наоборот, для своей массы они слишком тусклы. Если причиной этого окажется сверхмассивная черная дыра (СМЧД) в центре галактики, которая увеличивает полную массу галактики, но, очевидно, не добавляет ничего к ее светимости, то первые две модели, объясняющие появление UCD-галактик через первородные флуктуации и шаровые скопления, станут еще менее убедительными.



Рис. 2. Архивное изображение центральной части скопления Печи, полученное ИК-телескопом «Спитцер». На врезках — снимок галактики UCD3, полученный телескопом «Хаббл», и изображение этой галактики, реконструированное по результатам наблюдений на спектрографе SINFONI. Фото из обсуждаемой статьи в MNRAS

Все эти соображения мотивировали большую группу астрофизиков, среди которых есть и ученые из России — Антон Афанасьев и Игорь Чилингарян, — провести длительные исследования галактики UCD3 (рис. 2) из скопления Печи (одной из самых изученных подобных галактик), с помощью спектрографа SINFONI (рис. 3), установленного на Очень большом телескопе (Very Large Telescope, VLT, расположен в Паранальской обсерватории в Чили).



Рис. 3. Установка спектрографа SINFONI на телескоп VLT в Чили. Фото с сайта eso.org

SINFONI принадлежит к новому классу спектрографов, который оснащен интегральным полевым прибором и получает спектр каждого пикселя отдельно, а не всего объекта целиком, как это было раньше. Таким образом один пиксель получаемого изображения теперь несет не какое-то числовое значение, а полноценный набор данных; его даже называют по-другому — пространственным пикселем (spatial pixel) или спакселем. Получается, что плоскому изображению как бы добавляют третье измерение: каждой точке на фотографии соответствует свой спектр. Поэтому такие снимки называют дата-кубом (рис. 4).



Рис. 4. Пример дата-куба спектрографа MUSE для галактики NGC 4650A. Плоское изображение галактики получает «глубину» — каждый пиксель теперь можно рассмотреть на любой длине волны. Рисунок с сайта eso.org

Полное время наблюдений было нетипично велико для таких больших телескопов: суммарно он смотрел в сторону галактики UCD3 три с половиной часа, а адаптивная оптика позволила достичь фантастического углового разрешения — 0,18 угловых секунд на один пиксель в ИК-диапазоне (для сравнения, у обычных телескопов, работающих в намного более удобном для наблюдений оптическом диапазоне, но без адаптивной оптики, все данные с разрешением выше угловой секунды считаются отличными).

Вся галактика была разделена на четыре концентрических кольца и были получены усредненные спектры каждого участка (рис. 5). Спектр самой центральной части UCD3 показал характерное уширение спектральных линий, которое бывает, когда часть излучающего материала движется на большой скорости от нас, а часть — к нам. Такое явление называется дисперсией скоростей и часто используется учеными для определения динамических свойств многокомпонентных систем. По форме и ширине этого участка спектра можно определить скорости тел и построить динамическую модель движения звезд в центральной части галактики. Далее в эту модель подставляются массы звезд. Точное число звезд в галактике, конечно, не известно, но примерное распределение ученые давно знают и называют начальной функцией масс (НФМ). Численное моделирование с учетом НФМ показало, что массы одних только звезд явно недостаточно, чтобы в центре галактики они вращались настолько быстро, и в модель стали добавлять массу сверхмассивной черной дыры. Оказалось, что движение звезд соответствует законам физики только при массе СМЧД в 3,3 миллиона солнечных. Это уже достаточно сильное открытие — галактика UCD3 примерно в 100 раз меньше нашей, а массы центральных черных дыр в них почти одинаковые!



Рис. 5. Спектр четырех концентрических участков галактики UCD3: центрального круга — сверху, самого внешнего кольца — снизу. Наиболее ярко выраженные части спектра находятся в правой части графика: это четыре линии поглощения угарного газа (CO). Чем ближе к центру, тем эти линии более широкие, а значит, дисперсия скоростей больше. Это явное указание на присутствие СМЧД в центре галактики. График из обсуждаемой статьи в MNRAS

Этот результат — также и сильный аргумент в пользу теории приливного обдирания — в далеком прошлом этой галактики был момент, когда мимо нее пролетала более массивная соседка, которая своей гравитацией «содрала» часть звезд и газа с UCD3 (которая в те времена совсем ещё не была ультракомпактной, а была обычной карликовой галактикой). Пока астрономы не могут найти галактику-воровку, и не факт, что она будет найдена, но даже и без этого теория кажется достаточно стройной.

Еще одним подтверждением модели приливного обдирания служит соотношение массы СМЧД и всей галактики: черная дыра составляет 4% от звездной массы галактики — это очень много. Настолько огромные черные дыры не могут и не должны образовываться в таких маленьких и компактных галактиках — им просто не откуда взять достаточно строительного материала!

Более ранние наблюдения других научных групп обнаружили несколько похожих сверхкомпактных карликовых галактик из скопления Девы — M60-UCD1, M59cO, VUCD3. Массы черных дыр у них определены гораздо менее точно, но это все равно около миллиона солнечных. И это единственные UCD-галактики, у которых надежно установлено существование сверхмассивных черных дыр. А вот в недавнем исследовании двух UCD-галактик из группы Центавр А не удалось обнаружить достаточно больших аномалий их спектра (K. T. Voggel et al., 2018. Upper limits on the presence of central massive black holes in two ultra-compact dwarf galaxies in Centaurus A). То есть если там и есть сверхмассивные черные дыры, то их массы не могут превышать всего лишь сотен тысяч солнечных.

Отсутствие четкой предсказуемости наличия черных дыр в центрах UCD-галактик может служить указанием на то, что верными могут оказаться по крайней мере две из трех моделей их образования: часть таких галактик появляются после пролета массивной соседки и последующего сдувания внешнего слоя газа и звезд, а часть галактик может быть экстремальным классом шаровых скоплений, которые по каким-то причинам смогли аккумулировать в себе необычайно большую массу.

Более подробному изучению UCD-галактик пока мешает малая выборка — их и так мало, а компактность и малая яркость накладывают дополнительные ограничения. Ни один из существующих телескопов, что на Земле, что в космосе, не может провести спектроскопические наблюдения подобных галактик на расстоянии больше 25 мегапарсек от Земли (то есть вне Местной группы). Тем не менее, исследование подобных галактик очень важно — оно позволяет не только изучить галактики в области масс, которая раньше считалась пустой (между шаровыми скоплениями и обыкновенными карликовыми галактиками), но и более точно оценить количество и плотность распределения сверхмассивных черных дыр во Вселенной.

Источник: Anton V. Afanasiev, Igor V. Chilingarian, Steffen Mieske et al. A 3.5 million Solar masses black hole in the centre of the ultracompact dwarf galaxy fornax UCD3 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2018. DOI: 10.1093/mnras/sty913.

Марат Мусин

Источник