Рентгенівське випромінювання скупчень галактик

Скупчення туманностей (галактик) було відкрите в XIX столітті, але лише 70 років тому стало зрозуміло, що розташовані вони на величезних відстанях – в мільйони разів дальше, ніж зірки нашої Галактики. Найкраще відомі відстані і світність галактик (особливо карликових), які входять до місцевої групи. У цьому крихітному скупченні близько 30 об’єктів, і серед них – наша Галактика, Туманність Андромеди (М 31), Велика і Мала Магелланові Хмари, галактика М 33, а також інші, розсіяні по небу обох півкуль.

Гігантські скупчення, у тільки виявлених галактиках по кілька тисяч, зустрічаються рідко. Одне з таких скупчень, що об’єднує близько 3000 зоряних систем, знаходиться в сузір’ї Діви. Більш скромним виглядає скупчення в сузір’ї Волосся Вероніки, що налічує приблизно 1000 галактик. Найчастіше скупчення мають 100-300 членів.

Детальне вивчення фотографій показало, що в скупченнях зі слабкою або взагалі відсутньою концентрацією об’єктів до центру (скупчення в сузір’ї Геркулеса) число галактик невелике, переважають спіральні зоряні системи типу нашої Галактики, а також неправильні галактики, схожі на Магелланові Хмари. У скупченнях з виразною концентрацією об’єктів до центру (скупчення в сузір’ї Північної Корони) в центральній області спостерігаються переважно масивні еліптичні галактики.

Вже після перших рентгенівських спостережень, проведених в 1971 році з борту супутника «Ухуру», стало зрозуміло, що серед позагалактичних джерел особливо багато скупчень галактик. Приблизно зі ста позагалактичних рентгенівських джерел 60 виявилися скупченнями. У рентгенівських променях світяться, правда, досить слабо, всі відомі багаті, а також чимало нормальних і бідних скупчень галактик.

Рентгенівське випромінювання Місцевої групи галактик не виявлено. Рентгенівська світність гігантського скупчення в сузір’ї Діви дорівнює 1,5 * 10⁴³ ерг/с, скупчень у сузір’ях Волосся Вероніки і Центавра – 4 * 10⁴⁴ ерг/с . Цікаво, що бідне скупчення А 0251 + 413 зі списку скупчень галактик Ейбелла має таку ж світність в рентгенівському діапазоні, як багате скупчення в сузір’ї Діви, яке, до речі, в 10 000 разів слабкіше подвійної зоряної системи Скорпіон Х-1 – найяскравішого рентгенівського джерела на всьому небі.

У рентгенівському діапазоні випромінюють і активні галактики, тому до тих пір, поки не вдалося отримати рентгенівські зображення скупчень, не можна було сказати, що ж світиться в рентгенівських променях — галактики або газ, в який вони занурені.

Після польоту супутника «Ухуру» скупчення галактик досліджувалися багатьма іншими космічними апаратами. Встановлений на орбітальній обсерваторії «Ейнштейн» 60-сантиметровий рентгенівський телескоп дозволив отримати рентгенівські зображення скупчень галактик з кутовою роздільною здатністю, що не поступається роздільній здатності середніх оптичних наземних телескопів. Виявилося, що рентгенівські джерела, пов’язані зі скупченнями галактик, дуже протяжні. Радіус цих джерел в яскравих і близьких скупченнях становить сотні кілопарсек, втім, сліди рентгенівського випромінювання помічені і на відстані в кілька мегапарсек від центру скупчення. Іноді спостерігається сильна концентрація рентгенівського випромінювання до центру скупчення або близько окремих активних галактик. Правда, відомі скупчення, в яких немає таких центрів підвищеної яскравості. Стало очевидним, що в рентгенівському діапазоні світиться міжгалактичний газ. Рентгенівський спектр скупчень галактик відповідає спектру гарячого газу, нагрітого до температури 106 -108 К.

Гарячий газ в скупченнях

Що ж в принципі можуть дати рентгенівські спостереження скупчень галактик? Дослідження хімічного складу газу допоможуть відповісти на питання, що являє собою цей газ. Якщо газ – залишок тієї «сировини», з якого формувалися галактики, то він повинен бути воднево-гелієвим, без домішки важких елементів або з малим їх вмістом. Якщо ж газ був викинутий із зірок, що виникли в галактиках, або з ядер галактик, куди він потрапив після «варіння» в зоряному котлі елементоутворення, то вміст важких елементів має бути близьким до нормального сонячного складу (на кожен мільйон атомів водню припадає 85 00 атомів гелію, 660 атомів кисню, 330 атомів вуглецю, 91 атом азоту, 83 атома неону, 40 атомів заліза, 33 атома кремнію, 26 атомів магнію, 16 атомів сірки).

Коли були отримані з високою спектральною роздільною здатністю спектри рентгенівського випромінювання скупчень галактик, в них вдалося виявити лінії високоіонізованого заліза (енергія фотонів 6,7 кеВ). У чотирьох багатих скупченнях (в сузір’ях Діви, Центавра, Персея і Волосся Вероніки) вміст заліза в міжгалактичному газі відповідає нормальному його складу в міжзоряному середовищі, лише незначно відрізняється від сонячного. Значить, газ в скупченнях – не «будівельне сміття», що залишилося з часу утворення протогалактик на ранній стадії розширення Метагалактики; цей газ був викинутий пізніше вже з галактик скупчення.

Сьогодні майже всі астрономи схильні визнавати гіпотезу гарячого Всесвіту, згідно з якою протогалактики виникли при червоному зміщенні, меншому 100, коли сильно нагріта речовина Всесвіту складалася тільки з водню і гелію. Нам відомо, що квазари з червоним зміщенням близько двох мають такий же хімічний склад, як і міжзоряне середовище. Чи можемо ми ставити єретичне питання: «А раптом Всесвіт прийшов до стадії утворення протогалактик з нормальним сонячним складом ?» – покажуть подальші спостереження.

Досліджуючи рентгенівське випромінювання газу в скупченні, можна оцінити масу цього газу, що має фундаментальне значення для проблеми стійкості скупчень. Вже давно виявлено, що маса речовини, зосереджена в галактиках скупчення, не здатна своїм гравітаційним тяжінням утримати зоряні системи всередині скупчення; галактики неминуче повинні розбігатися, а скупчення — розпадатися. Коли в скупченнях знайшли гарячий газ, у астрономів з’явилася надія, що проблема стійкості скупчень буде, нарешті, вирішена. Але ці надії не виправдалися.

Щільність гарячого газу в центрі скупчень галактик, рівна 3*10^-3  протонів в 1 см³, в 100 -1000 разів менша щільності міжзоряного газу в нашій Галактиці. Оскільки обсяг скупчень в 104 – 105 разів перевищує обсяг Галактики, маса газу, що міститься в скупченнях, досягає значної величини – 10¹³—10¹⁴ сонячних. І все ж маса цього газу менша від маси речовини, зосередженої в зірках галактик. Наприклад, у всіх галактиках скупчення в сузір’ї Діви містить 3*10¹⁴, а в галактиках скупчення в сузір’ї Персея – 5*10¹³ маси Сонця. Таким чином, загальна маса газу, що входить в скупчення, в кілька разів менша від сумарної маси галактик і недостатня для того, щоб утримати зоряні системи від розбігання.

Проблема стійкості скупчень може бути вирішена за умови, якщо маса галактик в скупченнях буде раз в десять більшою від прийнятої сьогодні. Інша, правда, вельми гіпотетична можливість пов’язана з існуванням невидимої речовини. Передбачається, що в скупченнях галактик основна маса (до 90%) зосереджена в речовині, яка не спостерігається ні в одному з спектральних діапазонів – від радіо до рентгенівського. Такою речовиною можуть бути хмари з нейтрино, якщо маса спокою цієї частинки перевищує 10 еВ.

При дослідженні рентгенівського випромінювання скупчень галактик була виявлена залежність між температурою газу в скупченні і дисперсією (розкидом) швидкостей галактик, що входять у скупчення. Прилади орбітальної обсерваторії «Ейнштейн» дозволили детально вивчити структуру понад 20 скупчень з червоним зміщенням до 0,5.

Світність досліджених скупчень укладена в межах від 2*10⁴²  до 10⁴⁵ ерг/с , розміри — від 70 до 650 кпк, температура газу – від 10⁷ до 1,5*10⁸ К, дисперсія швидкостей від 800 до 1700 км/с. Скупчення, де рентгенівське випромінювання концентрується поблизу окремих галактик, як правило, дуже яскравих, зазвичай мають багато членів, серед яких переважають спіральні системи. Таким скупченням властиві більш низька температура газу і менша дисперсія швидкостей галактик. У скупченнях же з однорідним розподілом рентгенівського випромінювання або з концентрацією його до центру спіральних зоряних систем мало, температура газу і дисперсія швидкостей галактик високі. Серед цих скупчень невеликі за розмірами (радіус менше 250 кпк) показують концентрацію рентгенівського випромінювання до центру, а великі взагалі не володіють центрами підвищеної яскравості.

Оскільки температура газу вища в тих скупченнях, де більше хаотичні швидкості руху галактик, останні, ймовірно, передають частину своєї кінетичної енергії газу, нагріваючи його. Явної залежності між параметрами газу в скупченні і типом скупчення не виявлено.

Як нагрівається газ в скупченнях?

В результаті 10-річних досліджень рентгенівського випромінювання скупчень було встановлено, що гарячий газ, ймовірно, викинутий з галактик в процесі їх еволюції. Шкловський І. С. звернув увагу на те, що маса газу в скупченні раз в десять більша від маси газу, укладеного всередині галактик даного скупчення. Мабуть, газ в галактиках багаторазово оновлювався після викиду чергової порції газу в простір між галактиками. Не ясно, правда, як саме відбувався викид газу – рівномірно або більш інтенсивно в ранню епоху зореутворення в галактиках. Судячи з нормального хімічного складу газу, справедливо перше припущення. В іншому випадку хімічний склад газу відрізнявся б від нинішнього, так як в зірках першого покоління менше важких елементів.

Відомий, принаймні, один процес, який призводить до ефективної втрати міжзоряного газу шляхом його теплового розсіювання в міжгалактичному просторі. Йдеться про гарячі «бульбашки» в галактиках. Це – зони міжзоряного газу, нагрітого енергією вибухів наднових зірок до температури 10⁶К маси газу, укладеного в гарячих «бульбашках», у багато разів перевищує масу оболонки, що скидається при вибуху наднової зорі. Гарячі «бульбашки» займають близько 10% обсягу галактичного диску. Газ у цих зонах випромінює переважно в ультрафіолетовій та м’якій рентгенівській областях спектру. Ідея теплового розсіювання газу з гарячих «бульбашок», розвинена Шкловським І. С. повністю підтверджена спостереженнями в рентгенівському діапазоні спектру.

Температура всередині гарячих «бульбашок» визначається двома процесами: випромінюванням в ультрафіолетових і рентгенівських лініях високоіонізованих важких елементів (неону, кисню, заліза, марганцю, нікелю та ін.) і тіканням, швидких протонів з області нагріву. Перший процес ефективний для температур нижче 3*10⁶ К. В результаті другого процесу в гарячих «бульбашках» встановлюється температура, при якій теплова швидкість іонів стає лише в кілька разів меншою за параболічну (другу космічну) швидкість в галактиці. У галактиці масою 10¹¹сонячних і з параболічною швидкістю близько 400 км/с температура в гарячих «бульбашках» буде дорівнювати приблизно 10⁶К.

Таким чином, ще в галактиці газ може бути нагрітий до мільйона градусів або трохи вище. Не зовсім зрозуміло, як на своєму шляху до міжгалактичного простору цей гарячий газ проходить через галактику. Не зрозуміло також, чому немає газу всередині гігантських еліптичних галактик: або він там не утворюється, або відразу ж залишає галактику (а це дивно, так як маса еліптичних зоряних систем дуже велика), або, нарешті, швидко концентрується поблизу центру галактики, де ми його просто не бачимо.

Але яким чином вже викинутий з галактики газ, температура якого 10⁶К, нагрівається до температури 10⁸К? Якщо в міжгалактичному середовищі галактика рухається з надзвуковою швидкістю, то викинутий з галактики газ зберігає таку ж швидкість руху. При взаємодії галактики, яка рухається достатньо швидко, з міжгалактичним газом виникає ударна хвиля, яка розігріває міжгалактичний газ до 10⁷ — 10⁸ К.  Саме тому температура газу вище в тих скупченнях, де більш хаотичні швидкості руху галактик.

Сприяє нагріванню газу і активність ядер галактик в скупченні. Викид гігантських хмар плазми, що розширюються, настільки часто спостерігається в радіогалактиках, в принципі може нагріти газ в скупченні до температури 10⁸ К.

Які подальші завдання в дослідженні рентгенівського випромінювання скупчень галактик? Цікаво простежити, як взаємодіють хмари плазми, викинуті з ядер активних галактик, з газом скупчень. Цілком ймовірно, саме ця взаємодія призводить до появи «хвостатих» галактик, які спостерігаються лише в скупченнях, багатих газом.

Для вирішення проблеми походження квазарів дуже важливий пошук скупчень галактик по околицях цих об’єктів. Вже відомо близько двох десятків близьких квазарів (червоне зміщення менше 0,5), що входять в бідні скупчення галактик. Схоже, що немає жодного квазара в найближчих до нас багатих і добре досліджених скупченнях, але є надія зустріти квазари в далеких (червоне зміщення більше 1) багатих скупченнях.

Хімічний склад газу в скупченнях потребує уточнення. Слід продовжити пошук ліній в рентгенівських спектрах скупчень, і перш за все ліній нікелю — найпоширенішого після заліза хімічного елемента.

Нарешті, не ясно, чи існує в просторі між скупченнями справжній міжгалактичний газ. Рентгенівський фон начебто не можна пояснити випромінюванням тільки слабких недозволених дискретних джерел. Яка частка випромінювання припадає на міжгалактичний газ, яка його щільність і температура — належить ще з’ясувати.

Автор: В. Г. Курт, доктор фізико-математичних наук.