Международная группа ученых обнаружила, что Стрелец A* (Sgr A *), сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути, вышла из длительного периода покоя около 200 лет назад.
Команда, возглавляемая Фредериком Марином, исследователем астрономической Страсбургской обсерватории, выявила эхо прошлого пробуждения этого гигантского объекта, который в четыре миллиона раз массивнее Солнца. Их работа была опубликована в Nature 21 июня.
В течение одного года в начале 19 века черная дыра поглощала космические объекты, которые подходили к ней слишком близко, прежде чем снова войти в состояние покоя. Никакого эффекта на Земле не ощущалось, поскольку расстояние между Sgr A * и нашей планетой слишком велико (примерно в 2 миллиарда раз больше расстояния от Земли до Солнца). Однако обнаруженное рентгеновское эхо, которое было излучено около 200 лет назад, показывает, что первоначальная интенсивность излучения в момент активности черной дыры была в миллион раз больше, чем излучение Sgr A* в настоящее время.
Чтобы получить представление об увеличении интенсивности рентгеновского излучения, когда черная дыра вышла из состояния покоя, можно провести сравнение, как если бы одинокий светлячок, спрятанный в лесу, внезапно стал таким же ярким, как солнце. Эти результаты объясняют, почему галактические молекулярные облака вблизи Sgr A * светятся ярче обычного — потому, что они отражают рентгеновские лучи, которые Sgr A * испустил 200 лет назад.
Для проведения своих исследований ученые использовали спутник НАСА IXPE (Imaging X-ray Polarimetry Explorer), который впервые смог с большой точностью определить поляризацию этого рентгеновского излучения, а также его источник, что ранее оказалось невозможным. Поляризованный рентгеновский луч, подобно компасу, указывает прямо на его источник — Sgr A *, хотя последний в настоящее время фактически спит. Ученые продолжают свою работу над Sgr A *, чтобы попытаться определить физические механизмы, необходимые черной дыре для перехода из состояния покоя в активное.
Шаровое скопление NGC 6544 было открыто в 1784 году астрономом Уильямом Гершелем, который наблюдал за ним через свой 47-сантиметровый отражатель.
NGC 6544 расположена на расстоянии более 8000 световых лет от нас в созвездии Стрельца, недалеко от обширной туманности Лагуна, туманного лабиринта из газа и пыли, созданного яростными ветрами новорожденных звезд. Также известное как GCl 87, это шаровое скопление содержит несколько десятков тысяч звезд. Туманность Лагуна поистине колоссальна — даже по астрономическим стандартам — и имеет размеры 55 световых лет в поперечнике и 20 световых лет сверху донизу.
Новое изображение NGC 6544 включает ультрафиолетовые и оптические наблюдения с усовершенствованной камеры для съемок Хаббла (ACS) и широкоугольной камеры 3 (WFC3). Для выборки различных длин волн использовались четыре фильтра. Цвет получается в результате присвоения различных оттенков каждому монохроматическому изображению, связанному с отдельным фильтром.
Наблюдение проводилось для поиска обнаруженного в NGC 6544 радиопульсара — быстро вращающегося остатка мертвой звезды, испускающей двойные пучки электромагнитного излучения, подобно огромному астрономическому маяку.
Пульсар NGC 6544 вращается особенно быстро, и астрономы обратились к Хабблу, чтобы помочь определить этот объект.
Измерение космических расстояний — сложная задача, и астрономы полагаются для этого на множество методов и инструментов, которые в совокупности называются лестницей космических расстояний. Одним из особенно важных инструментов являются сверхновые типа Ia, из двойных систем, где одна звезда (белый карлик) поглощает вещество своего компаньона (часто красного гиганта), пока не достигнет предела Чандрасекара и не разрушится под действием собственной массы. Когда эти звезды сбрасывают свои внешние слои в результате мощного взрыва, они яркостью своей вспышки временно затмевают все на заднем плане.
В недавнем исследовании международная группа исследователей во главе с Ариэлем Губаром из Центра Оскара Кляйна Стокгольмского университета обнаружила необычную сверхновую типа Ia, SN Zwicky (SN 2022qmx), пронаблюдав её через так называемый “Крест Эйнштейна”, необычное явление, предсказанное общей теорией относительности Эйнштейна, когда присутствие гравитационной линзы на переднем плане усиливает свет от удаленного объекта. Это стало крупным достижением для команды, поскольку она участвовала в наблюдении двух очень редких астрономических событий, которые случайно совпали.
Первоначальное обнаружение сверхновой было произведено с помощью установки Цвикки Паломарской обсерватории в Калифорнии. Несколько недель спустя команда наблюдала ее с помощью адаптивной оптики в обсерватории Кека на вершине Маунакеа, Гавайи, и Очень большого телескопа (VLT) в обсерватории Паранал в Чили. Основываясь на наблюдаемой яркости, астрономы выдвинули гипотезу, что они наблюдали сильный эффект линзирования.
Последующие наблюдения и изображения, полученные космическим телескопом «Хаббл», подтвердили эту теорию, показав, что эффект многократного линзирования образов возник в результате того, что галактика на переднем плане увеличила сверхновую в 25 раз! Это случайное открытие дает астрономам многочисленные возможности, в том числе возможность более детально изучить SN Zwicky и продолжить расследование тайн гравитационных линз.
“Открытие SN Zwicky не только демонстрирует замечательные возможности современных астрономических инструментов, но и представляет собой значительный шаг вперед в нашем стремлении понять фундаментальные силы, формирующие нашу Вселенную” – заявили ученые.
Однако последствия этого наблюдения выходят за рамки этих двух явлений. Изучение сверхновых типа Ia привело астрономов к осознанию того, что космос расширяется с ускоряющейся скоростью. Это открытие принесло Нобелевскую премию по физике за 2011 год, которая была разделена между Солом Перлмуттером (Проект космологии сверхновых) и совместно Брайаном П. Шмидтом и Адамом Г. Рейссом (Команда поиска сверхновых с высоким z). Поэтому наблюдения SN Zwicky могли бы помочь астрономам разгадать тайну того, что движет этим ускоренным расширением.
Чрезвычайное увеличение SN Zwicky дает ученым беспрецедентный шанс изучить свойства отдаленных взрывов сверхновых типа Ia, которые им нужны для изучения природы темной энергии. Помимо этого, это также может помочь астрономам приоткрыть завесу над темной материей и обосновать теории о том, как умрет Вселенная.
Белые карлики — это маленькие, плотные звезды, обычно размером с планету. Они образуются, когда звезда малой массы сжигает все свое топливо и теряет свои внешние слои.
Редкий тип пульсара белого карлика был обнаружен всего во второй раз в ходе исследований, проводимых Университетом Уорика. Пульсары белого карлика включают в себя быстро вращающийся, выгоревший звездный остаток, называемый белым карликом, который поражает своего соседа — красного карлика — мощными пучками электрических частиц и излучения, заставляя всю систему резко светлеть и тускнеть через регулярные промежутки времени. Это происходит из-за сильных магнитных полей, в происхождении которых ученые пока не уверены.
Ключевой теорией, объясняющей сильные магнитные поля, является «модель динамо» — у белых карликов в ядре есть динамо-машины (электрические генераторы), как и у Земли, но гораздо более мощные. Но для проверки этой теории ученым необходимо было найти пульсары белого карлика, чтобы увидеть, оправдались ли их предсказания.
Опубликованное сегодня в журнале Nature Astronomy описание учеными недавно обнаруженного пульсара белого карлика, J191213.72-441045.1 (сокращенно J1912-4410). Это всего лишь второй случай обнаружения такой звездной системы после открытия AR Scorpii (AR Sco) в 2016 году.
Находящийся на расстоянии 773 световых лет от Земли и вращающийся в 300 раз быстрее нашей планеты пульсар белого карлика имеет размер, аналогичный земному, но массу, по крайней мере, такую же, как у Солнца. Это означает, что чайная ложка материала белого карлика будет весить около 15 тонн. Белые карлики начинают свою жизнь при чрезвычайно высоких температурах, постепенно остывая в течение миллиардов лет, а низкая температура J1912−4410 указывает на преклонный возраст.
Доктор Ингрид Пелисоли, научный сотрудник физического факультета Университета Уорика, сказала: «Происхождение магнитных полей является большим открытым вопросом во многих областях астрономии, и это особенно верно для звезд типа белый карлик. Магнитные поля белых карликов могут быть более чем в миллион раз сильнее, чем магнитное поле Солнца, и модель динамо помогает объяснить почему. Открытие J1912−4410 стало решающим шагом вперед в этой области «.
«Мы использовали данные нескольких различных исследований, чтобы найти кандидатов, сосредоточив внимание на системах, которые имели характеристики, сходные с AR Sco. Мы отслеживали всех кандидатов с помощью ULTRACAM, которая обнаруживает очень быстрые изменения яркости, ожидаемые от пульсаров белого карлика. После наблюдения за парой десятков кандидатов мы нашли одного, который показал очень похожие на AR Sco изменения яркости. Наше последующие исследования с другими телескопами показало, что примерно каждые пять минут эта система посылала радио- и рентгеновский сигнал в нашем направлении».
«Это подтвердило, что существует больше пульсаров белого карлика, как и предсказывалось предыдущими моделями. Были и другие предсказания, сделанные моделью динамо, которые были подтверждены открытием J1912−4410. Из-за их преклонного возраста белые карлики в системе пульсара должны быть прохладными «.
«Их спутники должны находиться достаточно близко, чтобы гравитационное притяжение белого карлика в прошлым было достаточно сильным, чтобы захватить массу своего компаньона, и это заставляет их быстро вращаться. Все эти прогнозы справедливы для нового обнаруженного пульсара: температура белого карлика превышает 13 000 К, он вращается вокруг своей оси каждые пять минут, а гравитационное притяжение белого карлика оказывает сильное влияние на спутника «.
«Это исследование является отличной демонстрацией того, что наука работает — мы можем делать прогнозы и проверять их, и именно так развивается любая наука».
Пелисоли И. и др., Пульсирующий белый карлик в двойной системе с периодом 5,3 минуты, обнаруженный с помощью радио- и рентгеновских лучей, Nature Astronomy (2023). DOI: 10.1038/s41550-023-01995- x.
В астрономии элементы, отличные от водорода и гелия, называются металлами. Хотя это может заставить вашего школьного учителя химии съежиться, для астрономов это имеет смысл. Водород и гелий — два самых легких элемента появились первыми во Вселенной. Они являются атомными остатками большого взрыва и составляют более 99% атомов во Вселенной. Все остальные элементы, от углерода до железа и золота, были созданы в результате астрофизических процессов — таких как ядерный синтез в ядрах звезд, взрывы сверхновых и столкновения белых карликов и нейтронных звезд.
Поскольку подобные астрофизические события происходили на протяжении всей истории Вселенной и продолжают происходить в настоящем, доля металлов во Вселенной со временем увеличилась. Из-за этого одним из способов классификации звезд является количество металлов, которые мы видим в их спектрах. Это известно как металличность звезды. С учетом металличности астрономы подразделяют звезды на три большие группы.
Звезды из популяции I, как и наше Солнце, содержат наибольшее количество металлов. Как правило, это самые молодые звезды, у которых, скорее всего, есть планетные системы. У звезд второй популяции меньше металлов. Это более старая популяция, поэтому большинство из них — красные карлики. В прошлом было много крупных звезд второй популяции, но они давно умерли, большинство из них взорвалось, оставив после себя белых карликов и нейтронные звезды. Остатки облаков взрывов этих мертвых звезд послужили сырьем, из которого сформировалась популяция звезд I как наше Солнце.
Оба этих типа звезд мы видим в Млечном Пути и других галактиках. Но должна быть и третья популяция – звезды прародители, которую мы никогда не видели. Звезды популяции III были бы действительно древними. Они были бы первыми звездами, появившимися во Вселенной, в которых почти не было металлов. Без более тяжелых элементов, увеличивающих их плотность, звезды популяции III, должно быть, были чудовищами. Яркие голубые водородно-гелиевые звезды в сотни раз массивнее нашего Солнца. У них была бы очень яркая, но очень короткая жизнь. Звезды-прабабушки, которые своей насильственной, взрывоопасной кончиной выбросили в космос первые металлы. Все они исчезли задолго до образования нашего Солнца.
Но благодаря конечной скорости света, чем глубже мы заглядываем в космос, тем дальше в прошлое мы можем заглянуть. Астрономы изучили некоторые из самых отдаленных галактик в поисках свидетельств существования этих первых звезд. Теперь, когда космический телескоп Джеймса Уэбба (JWST) включился в работу, астрономы получают потрясающие виды на невероятно далекие галактики. И, согласно недавнему исследованию, одна команда ученых, возможно, обнаружила первый проблеск звезд из популяции III.
Команда изучила спектральные линии из области вблизи галактики, известной как GN-z11. Это одна из самых удаленных от нас галактик, из когда-либо наблюдавшихся. GN-z11 имеет красное смещение около z = 10,6, что означает, что мы видим ее в то время, когда вселенной было всего 400 миллионов лет. Это все еще после того, как, вероятно, сформировались самые первые звезды, поэтому большая часть галактики, вероятно, состоит из звезд второй популяции. Но звезды из популяции III, возможно, все еще формировались в газовом ореоле, окружающем галактику.
Спектральные линии из этой области гало показывают сильную линию HeIIλ1640, которая относится к типу линий, испускаемых гелием, когда он очень горячий. Обычно такой горячий межзвездный газ будет иметь яркие линии от “металлических” элементов, но в этом регионе этого нет. Итак, спектр HeII испускаемый GN-z11, по-видимому, представляет собой смесь газообразных водорода и гелия, которые была сильно чем-то ионизированы.
Наблюдаемые спектры гало в сравнении с моделью ионизации AGN. Credit: Maiolino
Одна из возможных причин предполагает, что область гало могла нагреваться активными ядрами галактик (AGN) в центре GN-z11, но расчетная температура газа в гало и его расстояние от галактики на самом деле не соответствуют этой модели.
Альтернативный вариант заключается в том, что регион был ионизирован массивными звездами населения III. Судя по уровню ионизации, эти звезды были бы примерно в 500 раз массивнее Солнца, а такая масса находится в гипотетическом диапазоне масс звезд популяции III.
Этого исследования недостаточно, чтобы доказать наличие звезд из популяции III, но это убедительный аргумент. Нам нужно больше наблюдений за этими далекими галактиками. И благодаря JWST мы начинаем их получать.
Майолино, Роберто и др. “JWST-НЕФРИТЫ. Возможные сигнатуры населения III при z = 10,6 в гало GN-z11.” Препринт arXiv arXiv: 2306.00953 (2023).
Массы звезд ранней Вселенной достигали нескольких сотен солнечных масс. Самые ранние звезды массой 140-260 солнечных масс стали сверхновыми с парной нестабильностью (PISNe).
Парно-нестабильная сверхновая — это тип сверхновой, возникновение которой предсказывается, когда образование свободных электронов и позитронов при столкновении атомных ядер с энергичными гамма-лучами, временно снижает внутреннее радиационное давление, поддерживающее ядро сверхмассивной звезды от гравитационного коллапса. Это падение давления приводит к частичному коллапсу, который, в свою очередь, вызывает значительно ускоренное горение при неконтролируемом термоядерном взрыве, в результате чего звезда полностью разлетается на части, не оставляя после себя звездных остатков.
Парно-нестабильные сверхновые могут возникать только у звезд с массой от 130 до 250 солнечных масс и низкой или умеренной металличностью (низкое содержание элементов, отличных от водорода и гелия).
Звездные взрывы этих сверхновых оставили бы уникальные химические следы — сигнатуру в атмосфере звезд следующего поколения, которая совершенно не похожа на атмосферу сверхновых II и Ia типов.
До сих пор не было найдено никаких признаков этой сигнатуры.
В новом исследовании астрофизики показывают, что очень бедная металлами звезда в галактическом гало LAMOST J1010 + 2358, является явным свидетельством PISN от очень массивных первых звезд в ранней Вселенной.
LAMOST J1010+2358 была идентифицирована как звезда с очень низким содержанием металлов с помощью многообъектного волоконно-спектроскопического телескопа с большой площадью неба (LAMOST).
Используя телескоп Subaru, команда ученых провела последующее спектроскопическое наблюдение звезды с высоким разрешением.
Они смогли вычислить содержание более десяти элементов в LAMOST J1010 + 2358, и обнаружили, что в звезде низкое содержание натрия и кобальта; ее соотношение натрия к железу ниже 1/100 по сравнению с Солнцем.
LAMOST J1010+2358 также отличается большим количеством элементов с четным и нечетным зарядовыми числами, таких как натрий, магний, кобальт и никель.
Ученые отметили, что этот тип сверхновых обусловлен гидродинамической нестабильностью, вызванной образованием электрон-позитронной пары в конце жизни очень массивной звезды
Это разрушает всю звезду, не оставив никаких остатков. Взрыв PISN может быть от нескольких до ста раз мощнее обычной сверхновой. Взрыв, который создал LAMOST J1010+2358, был одним из самых энергичных событий.
Содержание железа в LAMOST J1010+2358 значительно больше, чем в наиболее бедных металлом звездах галактического гало, что позволяет предположить, что звезды второго поколения, созданные из газа, в котором преобладает пепел PISN, могут быть довольно богаты металлами.
LAMOST J1010 + 2358 может быть самой старой звездой, которую мы знаем. Звезды, образующие PISN, имеют самый короткий срок жизни, а выделяемый ими газ, богатый металлами, помогает формированию следующего поколение звезд — тех, которые мы наблюдаем.
Но ни одна звезда первого поколения никогда не была найдена.
Идентификация такой массивной первичной звезды предполагает, что первые звезды были более массивными, чем звезды, формирующиеся в нынешней Вселенной.
Это подтверждает, тот факт, что мы никогда не находили долгоживущих первичных звезд малой массы.
“Один из святых граалей поиска звезд с низким содержанием металла — найти доказательства существования этих ранних сверхновых с нестабильностью пар”, — сказал профессор Гарвардского университета Ави Леб.”
Результаты исследования опубликованы в журнале Nature. QF. Xing et al. «Бедная металлом звезда с избытком от сверхновой с нестабильностью пар». doi: 10.1038 / s41586-023-06028-1
Бетельгейзе является красным сверхгигантом и полурегулярной переменной звездой, что означает, что ее яркость периодически изменяется, хотя амплитуды колебаний могут быть различными. Звезда проходит через примерно 400-дневный цикл, в течение которого происходят изменения яркости, а также более короткие 125-дневный, 230-дневный и 2200-дневный циклы, связанные с пульсациями.
Известно, что Бетельгейзе в конечном итоге взорвется как сверхновая звезда, но точное время этого события до сих пор неизвестно из-за её непредсказуемого поведения, которое сбивает с толку астрономов.
Несколько лет назад Бетельгейзе стала тусклее и выбросила вещество с поверхности, которое затем остыло и образовало пылевое облако, блокирующее ее свет.
Теперь красная звезда-сверхгигант стала ярче почти на 50%, и это снова подстегивает спекуляции.
Бетельгейзе взорвется как сверхновая. По этому поводу существует всеобщее согласие. Но вопрос о том, когда это произойдет, менее однозначен. Поведение звезды сбивает с толку.
Как красный сверхгигант, Бетельгейзе уже покинула главную последовательность и перестала превращать водород в гелий в своем ядре. Когда звезда теряет массу, ее гравитация уже не может сдерживать внешнее давление, и она начинает расширяться, образуя оболочку. Таким образом, несмотря на потерю массы, звезда увеличивается в размерах.
После того, как звезда, подобная Бетельгейзе, покидает главную последовательность и прекращает синтез гелия в ядре, происходят значительные изменения. В следующей стадии происходит сжигание основного углерода, что приводит к образованию других элементов.
Процесс сжигания основного углерода состоит из нескольких этапов, и определение, на какой сейчас стадии находится Бетельгейзе, является сложной задачей. Звезда пульсирует, выбрасывает вещество, вращается и также движется в пространстве.
Когда Бетельгейзе в конечном счете взорвется, маловероятно, что это приведет к смертельному гамма-всплеску. Хотя Бетельгейзе будет выбрасывать материал и излучать мощные рентгеновские и ультрафиолетовые лучи, мы находимся на достаточном удалении, чтобы это не повлияло на нас. Ученые считают, что она оставит после себя нейтронную звезду, возможно, пульсар, которая будет видна в течение миллионов лет.
Расположенная за сверхскоплением галактик под названием Abell 2744, галактика JD1 имеет гравитационную линзу и отображается три раза.
Согласно принятой космологической модели развития вселенной — первый миллиард лет жизни был решающим периодом в развитии вселенной и ее эволюции. После Большого взрыва, примерно 13,8 миллиарда лет назад, ранняя Вселенная расширилась и остыла настолько, что образовались атомы водорода. Образовавшаяся материя собиралась в сгустки из которой зажглись первые звезды. Появление первых звезд и галактик несколькими сотнями миллионов лет спустя залило Вселенную мощным ультрафиолетовым светом, который начал сжигать или ионизировать водородный туман. Это, в свою очередь, позволило фотонам перемещаться в пространстве, делая Вселенную прозрачной.
Определение типов галактик, которые доминировали в ту эпоху, получившую название эпохи реионизации, является одной из главных целей астрономии сегодня, но до запуска космического телескопа Джеймса Уэбба NASA / ESA / CSA, астрономам не хватало чувствительных инфракрасных приборов, необходимых для изучения галактик первого поколения.
На данный момент большинство галактик обнаруженных с помощью телескопа Webb являются яркими галактиками, которые встречаются редко и не считаются особенно характерными для молодых галактик, населявших раннюю Вселенную.
Ультраяркие галактики, такие как JD1, гораздо более многочисленны, поэтому астрономы считают, что они более характерны для галактик, которые провели процесс реионизации, позволяющий ультрафиолетовому свету беспрепятственно перемещаться в пространстве и времени.
Впервые обнаруженная в 2014 году, галактика JD1 расположена за огромным скоплением галактик Abell 2744, которая находится на расстоянии около 4 миллиардов световых лет от земли, имеет размер около 350 миллионов световых лет в поперечнике, и массу эквивалентную более чем 4 триллионам солнечных масс.
Совокупная гравитационная сила скопления Abell 2744 искривляет и усиливает свет от JD1, которая находится за ней, в результате чего слабый свет от JD1 кажется больше и в 13 раз ярче, чем могло бы быть без линзирования.
Ученые использовали спектрограф ближнего инфракрасного диапазона Webb (NIRSpec) для получения инфракрасного спектра JD1, что позволило им определить ее точный возраст и расстояние от Земли, а также количество звезд, пыли и тяжелых элементов, которые она образовала за свою относительно короткую жизнь.
Поскольку свету требуется время, чтобы добраться до Земли, JD1 видна такой, какой она была примерно 13,3 миллиарда лет назад, когда возраст Вселенной составлял всего около 4% от ее нынешнего.
Сочетание гравитационного увеличения галактики и новых изображений с камеры Вебба в ближнем инфракрасном диапазоне (NIRCam) также позволило команде изучить структуру галактики с беспрецедентной детализацией и разрешением, выявив три основных удлиненных скопления пыли и газа, в которых формируются звезды.
До запуска Webb, ученые не могли даже мечтать о подтверждении существования такой слабой галактики. Комбинация Уэбба и увеличительной способности гравитационного линзирования — совершает революцию в наблюдениях, которые переписывают книгу о том, как образовались и эволюционировали галактики сразу после Большого взрыва.
Исследование опубликовано 17 мая 2023 года в Nature (doi: 10.1038 / s41586-023-05994- w), Г. Робертс-Борсани и др.. под названием «Природа ультра-тусклой галактики в космические темные века, наблюдаемая с помощью JWST»
На этом мрачном изображении показана галактика под названием Мессье 85, запечатленная во всей своей тонкой, туманной красоте космическим телескопом НАСА / ЕКА Хаббл. Мессье 85 проходит под углом через созвездие Комы Береники (Волосы Береники) и находится примерно в 50 миллионах световых лет от Земли. Она была впервые обнаружена коллегой Шарля Мессье Пьером Мешеном в 1781 году и включена в каталог небесных объектов Мессье.
Мессье 85 интригует – его свойства лежат где-то между свойствами линзовидной и эллиптической галактик, и, похоже, он взаимодействует с двумя своими соседями: красивой спиральной NGC 4394, расположенной вне кадра в верхнем левом углу, и маленькой эллиптической MCG 3-32-38, расположенной вне кадра в центре внизу.
Галактика содержит около 400 миллиардов звезд, большинство из которых очень старые. Однако в центральной области находится популяция относительно молодых звезд возрастом всего в несколько миллиардов лет; считается, что эти звезды сформировались в результате поздней вспышки звездообразования, вероятно, вызванной слиянием Мессье 85 с другой галактикой более четырех миллиардов лет назад. Мессье 85 обладает еще одним потенциально странным качеством. Считается, что почти в центре каждой галактики находится сверхмассивная черная дыра, но, основываясь на измерениях скоростей звезд в этой галактике, неясно, содержит ли Мессье 85 такую черную дыру.
Одно из самых интересных (и сбивающих с толку) открытий, сделанных космическим телескопом Джеймса Уэбба (JWST), — это существование “невероятно больших галактик” существовавших во время “Космического рассвета”, периода, который совпал с концом “Космической темной эры” (примерно через 1 миллиард лет после Большого взрыва). Считается, что этот период содержит ответы на многие космологические загадки, не последней из которых является то, как выглядели самые ранние галактики во Вселенной. Но после того, как Уэбб получил изображения этих первичных галактик, астрономы заметили нечто озадачивающее — галактики были намного больше, чем предсказывает наиболее широко принятая космологическая модель!
С тех пор астрономы и астрофизики ломают голову, пытаясь понять, как могли образоваться столь большие галактики в столь молодой вселенной.
Недавно команда астрофизиков из Еврейского университета Иерусалима опубликовала теоретическую модель, которая возможно раскрывает тайну этих массивных галактик. Согласно их выводам, преобладание особых условий в этих галактиках (в то время) обеспечивало высокоэффективные темпы звездообразования.
Результаты исследования были представлены в статье под названием “Эффективное формирование массивных галактик на космическом рассвете в результате звездообразований без обратной связи”, недавно опубликованной ежемесячными уведомлениями Королевского астрономического общества.
Согласно модели которая наилучшим образом объясняет то, что мы наблюдаем в космосе, первые звезды и галактики сформировались во время “Космической темной эры”. Название относится к тому периоду, когда единственными источниками фотонов был космический микроволновый фон и облака нейтрального водорода, окутывавшими Вселенную. Как только галактики начали формироваться, излучение их горячих и массивных звезд (в 1000 раз массивнее нашего Солнца) начало повторно ионизировать нейтральный водород.
Этот период известен как эпоха реионизации (примерно через 1 миллиард лет после Большого взрыва), когда Вселенная постепенно становилась прозрачной и видимой для современных инструментов. Благодаря чрезвычайной чувствительности телескопа JWST к инфракрасному излучению астрономы раздвинули границы видимого, обнаружив множество массивных галактик, которые существовали всего через полмиллиарда лет после Большого взрыва. И это противоречит стандартной модели, так как с момента Большого взрыва просто не было достаточно времени, чтобы сформировалось так много галактик и они стали такими массивными.
На изображении показана одна из самых отдаленных известных галактик, называемая GN-108036, датируемая 750 миллионами лет после Большого взрыва, который создал нашу вселенную. Credit: NASA/ESA/JPL-Caltech/STScI/University of Tokyo
Уже в первые 500 миллионов лет после Большого взрыва исследователи идентифицировали галактики, каждая из которых содержит около десяти миллиардов звезд, подобных нашему солнцу. Это открытие удивило исследователей, которые пытались найти правдоподобные объяснения загадки, начиная от возможности того, что наблюдательная оценка количества звезд в галактиках преувеличена, и заканчивая предположением о необходимости критических изменений в стандартной космологической модели Большого взрыва.
Согласно модели, предложенной в новой работе, преобладание особых условий в этих галактиках обеспечило бы высокие темпы звездообразования. К ним относятся высокая плотность и низкое содержание тяжелых элементов. Существующие теории формирования галактик указывают на то, что водород, пронизывавший раннюю Вселенную, сколлапсировал в гигантские сферические облака темной материи, где он собрался вместе, чтобы дать жизнь первой популяции звезд (Population III).
Но особый интерес для астрономов представляют первичные сверхмассивные черные дыры, в тысячу раз массивнее нашего Солнца, которые существовали примерно через 1 миллиард лет после Большого взрыва. Астрономы были удивлены, обнаружив сверхмассивные черные дыры такой массивности в центре ранних галактик, поскольку (опять же) предполагалось, что у них не было достаточно времени для формирования. В будущих наблюдениях будут предприняты попытки найти зародыши этих черных дыр с помощью JWST и обсерваторий, таких как лазерный интерферометр Space Antenna (LISA).
