Астрономы обнаружили первичные «чистые» молекулярные облака

Евгений Чуразов, Ильдар Хабибуллин, Рашид Сюняев «Природа» №10, 2017

Об авторах

Евгений Михайлович Чуразов

— член-корреспондент РАН, ведущий научный сотрудник отдела астрофизики высоких энергий Института космических исследований (ИКИ) РАН. Научные интересы — теоретическая астрофизика, рентгеновская астрономия, скопления галактик.

Ильдар Инзилович Хабибуллин

— кандидат физико-математических наук, научный сотрудник того же отдела. Занимается моделированием рентгеновского излучения астрофизических объектов, методиками и интерпретацией их наблюдений.

Рашид Алиевич Сюняев

— академик, главный научный сотрудник того же отдела. Область научных интересов — теоретическая астрофизика, физические процессы во Вселенной и реликтовое излучение, рентгеновская астрономия.

Черные дыры Виталий Лазаревич Гинзбург называл «самыми важными объектами физики и астрофизики». Сегодня мы знаем о множестве черных дыр звездных масс в двойных системах, а также сверхмассивных черных дыр. Ближайшая к нам сверхмассивная черная дыра расположена в динамическом центре нашей Галактики.

Насколько ярка черная дыра в центре Галактики?

Рис. 1. Схематичная картина нашей Галактики («Природа» №10, 2017)

Рис. 1.

Схематичная картина нашей Галактики (вид из точки, расположенной над ней), на которой показано расположение Солнца и центра Галактики

Наша Галактика Млечный Путь — сравнительно обычная спиральная галактика, каких много во Вселенной. Солнечная система расположена на периферии звездного диска, на расстоянии примерно 8–8,5 кпк от центра Галактики. В ее центре, как и в других галактиках, находится сверхмассивная черная дыра, известная как радиоисточник Стрелец А* (рис. 1). Массы таких черных дыр отслеживают характеристики самих галактик, например полные массы звезд в или типичный разброс скоростей звезд в нем. Подобные аргументы дают оценку массы нашей черной дыры порядка 6–8 млн М

☉. Но в случае нашей Галактики мы имеем гораздо более надежные измерения массы черной дыры, прежде всего по движению отдельных звезд вокруг нее (рис. 2). Такие измерения стали возможными с развитием инфракрасной астрономии и длительного мониторирования непосредственной окрестности черной дыры. Сегодня орбиты нескольких звезд, пролетающих около нее на расстоянии меньше 1 Мпк, известны с хорошей точностью, и применение законов Кеплера (с учетом релятивистских поправок) дает массу черной дыры в 4 млн
М
☉.

При такой гигантской массе источника Стрелец А* мог бы быть ярчайшим объектом на всем небе. Светит, конечно, не сама черная дыра, а вещество, падающее (аккрецирующее) на нее. Теория аккреции вещества на черные дыры предсказывает, что светимость объекта с массой 4 млн М

☉ может достигать 1044 эрг/с — так называемой эддингтоновской светимости

L Edd = 4 π G M m p c σ T ≈ 10 38 M M ☉ эрг/с ,

где G —

гравитационная постоянная,
m
p — масса протона,
c —
скорость света, σT — сечение томсоновского рассеяния. Ее величина линейно связана с массой
M
черной дыры. При большей светимости давление излучения способно отбросить вещество от черной дыры и ограничить темп аккреции. Именно гигантская светимость таких объектов с массами в миллиарды солнечных позволяет нам регистрировать излучения от них с космологических расстояний, когда возраст Вселенной не превышал 5% от сегодняшнего. Но ничего даже близко приближающегося к уровню эддингтоновской светимости мы не видели от источника Стрелец А* в современную эпоху. Например, его рентгеновская светимость не превышает одной миллиардной от эддингтоновской. Современные обсерватории регистрируют вспышки от источника (примерно раз в день), но и во время вспышек светимость остается ничтожно малой — многие галактические черные дыры звездных масс в десятки и сотни раз ярче источника Стрелец А*. Означает ли это, что черная дыра в центре Млечного Пути всегда была столь же тусклой? Конечно, нет. На ранних этапах образования Галактики, миллиарды лет назад, когда шел период интенсивного звездообразования, рост черной дыры почти наверняка сопровождался мощным излучением. Активность источника Стрелец А* в более близкую эпоху (миллионы лет назад) связывают и с так называемыми пузырями Ферми (рис. 3) — огромными структурами, размером несколько килопарсеков, обнаруженными спутником имени Ферми (НАСА) в гамма-диапазоне. Однако в этом случае прямых свидетельств, что образование пузырей сопровождалось мощным излучением, нет. Например, в скоплениях галактик сверхмассивные черные дыры надувают пузыри релятивистской плазмы [], оставаясь при этом слабыми источниками излучения.

Рис. 3. «Пузыри Ферми» («Природа» №10, 2017)

Рис. 3.

«Пузыри Ферми», обнаруженные обсерваторией имени Ферми в гамма-лучах (например, []). На карте, нарисованной в галактических координатах, сверхмассивная черная дыра находится
в центре карты
, а пузыри — это
яркие области сверху и снизу от нее
. Многие модели связывают формирование пузырей с активностью сверхмассивной черной дыры миллионы лет назад

Пузыри Ферми формировались миллионы лет назад. Можно ли найти свидетельства, что источник Стрелец А* был ярок в еще более близкую к нам эпоху? Оказывается, да. И центральную роль в этом играют облака молекулярного газа, которые часто встречаются вблизи центра Галактики, в области, называемой Центральной молекулярной зоной (ЦМЗ), имеющей размер в несколько сотен парсеков.

Наблюдения

В пределах нашей галактики количество молекулярного газа составляет менее одного процента объёма межзвёздной среды. В то же время это самая плотная её составляющая, включающая примерно половину всей газовой массы в пределах галактической орбиты Солнца. Большая часть молекулярного газа содержится в молекулярном кольце между 3,5 и 7,5 килопарсек от центра галактики (Солнце находится в 8,5 килопарсек от центра).[4]

Крупномасштабные карты распределения угарного газа в нашей галактике показывают, что положение этого газа коррелирует с её спиральными рукавами.[5] То, что молекулярный газ находится в основном в спиральных рукавах не согласуется с тем, что молекулярные облака должны формироваться и распадаться в короткий промежуток времени — меньше 10 миллионов лет — времени, которое требуется для вещества, чтобы пройти через область рукава.[6]

Если брать вертикальное сечение, молекулярный газ занимает узкую среднюю плоскость галактического диска с характерной шкалой высот, Z

, приблизительно 50—75 парсек, много тоньше чем тёплый атомный (
Z
=130—400 пк) и тёплый ионизированный (
Z
=1000 пк) газовые компоненты межзвёздной среды.[7]Области H II являются исключениями для ионизированного газового распределения, поскольку сами представляют собой пузыри горячего ионизированного газа, созданного в молекулярных облаках интенсивной радиацией, испущенной молодыми массивными звездами и поэтому у них приблизительно такое же вертикальное распределение как у молекулярного газа.

Это гладкое распределение молекулярного газа усреднено по большим расстояниям, однако мелкомасштабное распределение газа очень нерегулярно и большей частью он сконцентрирован в дискретных облаках и комплексах облаков.[4]

Молекулярный газ в центре Галактики

Молекулярные облака состоят из сравнительно плотного для межзвездной среды газа (плотность выше 100 частиц на кубический сантиметр) с температурой около 100 К или ниже. Основную массу облаков обеспечивают молекулы водорода H2. Однако наблюдать молекулярный водород очень сложно — у такой симметричной молекулы отсутствуют разрешенные вращательные и вибрационно-вращательные переходы. Поэтому основным источником информации о молекулярных облаках служат линии других молекул, например, CO, SiO, CS и т. д. На сегодняшний день множество различных молекул, часто довольно сложных, были зарегистрированы в молекулярных облаках, в том числе расположенных в ЦМЗ. Разные молекулы характерны для газа с различными плотностями и температурами, что позволяет получать информацию о внутренней структуре облаков, а также пересчитывать поток излучения молекулярных линий в полную массу газа. Такой пересчет не всегда точен, но по порядку величины массу оценить можно. Итак, наблюдения молекулярных линий дают нам надежные карты распределения газа и оценку его массы, в том числе в ЦМЗ (рис. 4, сверху

). Самые массивные облака имеют массы до миллионов масс Солнца, хотя более типичны облака с массой порядка сотен тысяч солнечных.

Рис. 4. Распределение молекулярных облаков в ЦМЗ по линии молекулы CS и распределение поверхностной яркости рентгеновского излучения, отраженного молекулярными облаками («Природа» №10, 2017)

Рис. 4.

Распределение молекулярных облаков в ЦМЗ по линии молекулы CS (
вверху
) [].
Нижняя карта
показывает распределение поверхностной яркости рентгеновского излучения, отраженного молекулярными облаками []

Оказывается, что присутствие холодного газа в окрестности источника Стрелец А* может помочь нам узнать, насколько мощным было рентгеновское излучение сверхмассивной черной дыры в прошлом. Сами молекулярные облака, состоящие из холодного газа, не служат источниками рентгеновского излучения. Тем не менее наблюдения телескопа АРТ-П на советско-французской орбитальной обсерватории «Гранат» в 90-х годах прошлого века показали, что карты диффузного жесткого (с энергией выше 10 кэВ) рентгеновского излучения напоминают карты распределения молекулярного газа (рис. 5, слева

). Через несколько лет этот вывод подтвердила японская обсерватория ASCA, которая обнаружила линию на энергии 6,4 кэВ, излучаемую теми же облаками (рис. 5,
справа
). Рентгеновское излучение от молекулярных облаков было также зарегистрировано обсерваториями INTEGRAL [],
Chandra
и
XMM-Newton
(например, [10–11]).

Рис. 6.

Геометрическое место точек, рассеяние в которых приводит к одинаковому запаздыванию по сравнению с самой вспышкой. Время, прошедшее с момента вспышки, указано
около каждой кривой
. Для иллюстрации показана модель распределения газа, использованная в работе []. Данная модель основана на предположении, что значительная часть молекулярного газа движется по единой (сложной) орбите в потенциале Галактики []

На рис. 6 схематично показана природа возникновения запаздывания рассеянного сигнала. Рентгеновские фотоны, распространяющиеся непосредственно в сторону Земли, могли бы быть зарегистрированы более 100 лет назад (если бы в ту пору существовали рентгеновские спутники). Те же фотоны, которые сначала летели в сторону облака, а после рассеяния летят в сторону Земли, достигнут наблюдателя с задержкой, связанной с более длинной траекторией. Массивные облака отстоят от источника Стрелец А* на 30–50 пк, поэтому и время запаздывания составляет порядка 100 лет. Можно попытаться сделать более точную оценку — все облака, имеющие одинаковое запаздывание, расположены вдоль поверхности эллипсоида (например, []). Действительно, из школьного курса геометрии мы помним, что эллипс — это геометрическое место точек, для которых сумма расстояний до двух заданных точек (фокусов) одинакова. В нашем случае в одном фокусе эллипса находится источник Стрелец А*, а в другом — наблюдатель. И конечно, сумма расстояний больше, чем расстояние между фокусами, на фиксированную величину. Следовательно, в каждый конкретный момент времени мы должны видеть все облака, которые пересекает эллипсоид. С течением времени эллипсоид должен эволюционировать (запаздывание увеличивается), и область, «освещаемая» вспышкой, расширяется и отодвигается на бо

льшие расстояния (рис. 6). При этом часть облаков становится невидимой, а другие, наоборот, яркими, так как «эллипсоид» проходит через них. Подобная эволюция проиллюстрирована на рис. 7, где показаны результаты моделирования распространения освещающего фронта через ЦМЗ. Заметим, что фронт может распространяться со скоростью, превышающей скорость света. Никакого нарушения специальной теории относительности при этом не происходит, как и в стандартной задаче про скорость движения солнечного зайчика на стене. Такие «сверхсветовые» движения действительно наблюдаются, лишний раз подтверждая гипотезу, что мы фактически наблюдаем отражение излучения источника Стрелец А* в «зеркале» молекулярного газа. Заметим, что быстрые изменения на масштабах нескольких лет (рис. 8) сразу накладывают жесткое ограничение на продолжительность вспышки. В дальнейшем мы будем предполагать, что вспышка была одна и короткая (короче, чем несколько лет).

Рис. 7.

Моделирование распространения вспышки по молекулярному газу (геометрия задачи показана на рис. 6).
Числа на отдельных панелях
показывают время, прошедшее с момента вспышки. С течением времени одни облака «гаснут», тогда как другие становятся яркими. Через примерно 500 лет после вспышки свет покидает ЦМЗ

Реконструкция 3D-картины молекулярных облаков

Казалось бы, зная положение облаков, мы можем сразу рассчитать время, которое прошло с момента вспышки, используя простую геометрию задачи, показанную на рис. 6. К сожалению, мы хорошо знаем лишь положение молекулярных облаков в проекции на небесную сферу, в то время как взаимное расположение источника Стрелец А* и облаков вдоль луча зрения известно очень плохо. Проблему можно устранить, если измерить скорость перемещения фронта вдоль луча зрения. Эта скорость может быть точно предсказана, и она зависит исключительно от времени, прошедшего с момента вспышки, и от расстояния от источника до облака. Вблизи источника скорость составляет половину скорости света, а на больших проекционных расстояниях неограниченно возрастает. Чтобы определить ее из данных наблюдений, достаточно предположить, что на масштабах заметно меньших, чем размер облака, флуктуации плотности имеют изотропную структуру. Другими словами, характерные размеры неоднородностей плотности одинаковы вдоль луча зрения и в направлении, перпендикулярном ему.

Рентгеновские изображения участка ЦМЗ, полученные обсерваторией
Chandra
в 2000–2008 и 2009–2015 гг. Видно, как заметно меняется морфология и яркость отдельных участков. Такие быстрые изменения говорят о кажущемся «сверхсветовом» характере переменности, что является важным предсказанием модели отражения

При таких предположениях изменения рентгеновского потока в данном месте молекулярного облака со временем должны соответствовать (в статистическом смысле) изменениям рентгеновского потока на индивидуальных изображениях. Фактически, со временем фронт «сканирует» облако вдоль луча зрения. Единственный неизвестный параметр в этой задаче — коэффициент пересчета времени между отдельными наблюдениями в расстояние, что и является скоростью движения фронта вдоль луча зрения. Анализ существующих данных для наиболее яркого облака показал, что эта скорость составляет 70% от скорости света. Данное значение сразу показывает, что, с учетом положения облака на небе относительно источника Стрелец А*, время, прошедшее с момента вспышки, составляет 110 лет. Следовательно, для отдельных наблюдений мы можем восстановить положение эллипсоида и определить плотность молекулярного газа вдоль его поверхности. Повторяя эту процедуру для всех наблюдений, мы восстановим трехмерное распределение плотности газа (рис. 9).

Рис. 9. Восстановленное трехмерное распределение молекулярного газа на основе рентгеновских наблюдений («Природа» №10, 2017)

Рис. 9.

Восстановленное трехмерное распределение молекулярного газа на основе рентгеновских наблюдений []. Показаны две разные проекции

Конечно, пока удается получить 3D-картину только в ограниченном объеме, «просканированном» фронтом за 15 лет наблюдений. В принципе всю ЦМЗ можно просканировать за следующие 400–500 лет. Это задача для будущих поколений. Но уже теперь мы можем, кроме возраста вспышки, оценить и полный поток энергии, излученный сверхмассивной черной дырой, если предположим, что плотность рассеивающего газа известна из наблюдений молекулярных линий. Подобные рассуждения приводят к сравнительно небольшим (для сверхмассивной черной дыры) значениям энергии — порядка 1047—1048 эрг. Подобную энергию сверхмассивная черная дыра, излучающая на эддингтоновском пределе, могла бы излучить за несколько часов. Полная масса вещества, «проглоченная» черной дырой во время вспышки, сравнима с массой планеты. Событие такого масштаба не выглядит чем-то совершенно необыкновенным.

Что из себя представляет облако?

Общий вид

Облако Оорта – ничто иное, как остаток протосолнечной туманности, давшей жизнь планетам и Солнцу. Каким образом? Да элементарно просто: путем слипания мельчайших частиц при помощи силы взаимного тяготения. Первичная туманность около центра была гораздо плотнее, поэтому планеты сформировались довольно быстро. В то время как ее внешние области были более разрежены, поэтому сходный процесс в них никак не завершался. Оорт изучил 19 различных комет и сделал вывод, что зачастую они следуют из некой области, расположенной в 20000 а.е. (астрономических единиц), имея при этом начальную скорость в 1км/с. Подобная скорость позволяет утверждать, что место рождения комет расположено в пределах Солнечной системы, поскольку чужеродные ей тела обладают скоростью в среднем 20 км/с.

Тонкая структура молекулярных облаков

Еще более привлекательна возможность исследовать внутреннее устройство молекулярных облаков, используя рентгеновское излучение сверхмассивной черной дыры в качестве своеобразной подсветки []. Структура молекулярных облаков очень сложна — в сверххолодном газе присутствуют сверхзвуковые турбулентные движения, которые создают многочисленные сильные ударные волны. Такие волны сжимают газ, пересекаются, формируя сложную картину из плотных и более разреженных областей. При этом увеличение температуры при сжатии газа компенсируется возрастающими потерями энергии газа за счет излучения. В численных расчетах обычно считается, что уравнение состояния газа изотермическое, т.е. давление зависит только от плотности газа. В самых плотных и компактных областях начинает играть роль самогравитация газа, и динамика газа определяется уже не турбулентностью, а тяготением. В этих областях начинается коллапс газа в еще более плотные «ядра», где в конечном итоге и формируются звезды.

Удивительно, что в ЦМЗ, несмотря на огромные массы молекулярного газа, темп звездообразования не очень велик. В пересчете на единицу массы молекулярного газа эффективность звездообразования в ЦМЗ на порядок ниже, чем в других облаках. Именно попытки понять, какие условия необходимы для эффективного звездообразования, подогревают интерес к проблеме тонкой структуры молекулярных облаков. Возможно, уровень турбулентности в ЦМЗ настолько высок, что турбулентность не помогает созданию плотных областей, а, наоборот, препятствует их возникновению. Важнейшей характеристикой, которая позволила бы провести детальное сравнение численных расчетов и наблюдений, могла бы стать функция распределения плотности в объеме облака. С наблюдательной точки зрения, серьезным препятствием оказывается то, что обычно (например, при наблюдении молекулярных линий) мы видим проекцию всего облака на небесную сферу, т.е. измеряем не распределение плотности в объеме облака, а распределение колонки вещества в пересчете на единицу площади. Наряду с этим условия возбуждения молекул отличаются в разных местах облака, что делает пересчет из потока в плотность сильно неоднозначным. В результате для облака со сложной структурой восстановить функцию распределения плотности очень сложно.

Эти трудности можно обойти, если использовать рентгеновскую «подсветку» излучением черной дыры. Действительно, для короткой (порядка года) вспышки рентгеновского излучения очень узкий слой высвечивается в каждый момент времени, как это показано на рис. 6. Для самого яркого на сегодня облака в ЦМЗ толщина слоя будет всего 0,2 пк! Таким образом, рентгеновские наблюдения могут напрямую дать функцию распределения плотности на масштабах меньше парсека. Более того, эффективность рассеяния практически не зависит от ионизационного состояния или деталей молекулярной химии, давая возможность прямых измерений плотности. Единственным ограничением может стать большая оптическая толщина самых плотных областей, сделав их невидимыми. К счастью, с учетом проникающей способности рентгеновских лучей это происходит только в экстремально плотных областях. Первые эксперименты, основанные на этом подходе, показали неплохое согласие рентгеновских наблюдений с результатами численных расчетов. В частности, функция распределения плотности имеет форму, похожую на предсказания для сверхзвуковой турбулентности. Хотя существующих данных пока недостаточно для однозначного вывода, это внушает надежду, что рентгеновские наблюдения смогут помочь решить вопрос о тонкой структуре молекулярных облаков. Без вспышки от источника Стрелец А* сделать такой анализ было бы невозможно.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: