Астрономический словарик: местная группа галактик, молекулярные облака, нейтрино

Местная группа галактик

Местная группа галактик – несколько гравитационно связанных между собою галактик, в числе которых есть наш Млечный Путь. Группа имеет диаметр около 10 млн световых лет и массу порядка 2*10¹² солнечных. Она состоит из двух наборов галактик, расположенных в форме гантели. С одного её конца Млечный Путь со своими галактиками-спутниками, с другого – галактика Андромеда со своими. Две этих коллекции находятся на расстоянии около 3*10⁶ световых лет друг от друга, и сближаются со скоростью 123 км/с.

В свою очередь, местная группа галактик входит в сверхскопление Девы, являющееся частью сверхскопления Ланиакея.

Сколько точно галактик входит в местную группу – сказать сложно, поскольку нам закрывает обзор центральная часть Млечного Пути. Ясно, однако, что их не менее 80. Две самых крупных галактики местной группы – Млечный Путь и Андромеда. Обе спиральные, обе имеют массу порядка 10¹² солнечных. Третья по величине галактика — галактика Треугольника, тоже спиральная, с массой около 10¹⁰ солнечных.

Есть вероятность, что галактика Треугольника является компаньоном галактики Андромеда. Их разделяет 750 000 световых лет, и от 2 до 4 млрд лет назад галактика Треугольника прошла вблизи галактики Андромеда, запустив по всему диску последней процесс звёздообразования. Карликовая галактика Рыбы равноудалена от обеих упомянутых галактик, поэтому может быть спутником как одной, так и другой.

Термин «местная группа галактик» ввёл Эдвин Хаббл в своей книге 1936 года «Царство туманностей» (хотя он доказал, что наблюдаемые астрономами того времени «туманности» являются такими же галактиками, как наш Млечный Путь, ещё в 1925 году, термин исчез не сразу). Он описал его как «типичную небольшую группу туманностей, изолированную от остальных».

Кроме галактик, пыли и газа в местную группу входят ещё два интересных объекта. Это Магелланов Поток и Кольцо Единорога.

Магелланов Поток – поток движущихся с высокой скоростью облаков нейтрального водорода, исходящих из Большого и Малого Магеллановых облаков и стремящихся к Южному полюсу Галактики. Хотя это разреженный газ, поток имеет внушительные размеры и массу порядка 2*10⁸ солнечных. Гипотез возникновения Потока несколько. Это может быть материал, оставшийся после формирования Магеллановых Облаков, или же результат турбулентности при их прохождении через галактическое гало.

Кольцо Единорога – тройное кольцо из звёзд, обёрнутое вокруг Млечного Пути. Возможно, это звёздный поток, который приливные силы нашей Галактики оторвали от гипотетической карликовой галактики в Большом Псе в процессе её поглощения. Кольцо обнаружили в 2002 году во время Слоановского цифрового небесного обзора.

Молекулярные облака

Широко разошедшееся в своё время фото молекулярного облака Барнард 68

Молекулярные облака, или как их ещё называют, «тёмные туманности», а также «колыбельные звёзд» — это скопления нейтральных молекул газа, по большей части – молекулярного водорода H₂. Их отличают от других областей межзвёздной материи, в которых обычно содержится ионизированная плазма. Молекулярный водород практически не взаимодействует со светом, и для обнаружения таких облаков обычно полагаются на оксид углерода СО.

Благодаря высокой плотности и малой температуре молекулярных облаков именно в них происходит звездообразование. Когда материя начинает скапливаться в больших объёмах под действием силы тяготения, гравитации необходимо преодолевать идущее наружу излучение разогревающейся материи. Если материя изначально разогрета, баланс сил наступит слишком быстро. В процессе активного звездообразования и периодических взрывов сверхновых их излучение постепенно ионизирует материю облаков.

В нашей Галактике молекулярные облака занимают меньше 1% от всего объёма межзвёздной среды, но при этом являются самыми плотными скоплениями межзвёздной материи. Внутри галактической орбиты Солнца молекулярные облака составляют половину всей массы этой материи.

Молекулярные облака, масса которых составляет 10 000 солнечных и более, называют гигантскими молекулярными облаками. Их диаметр составляет от 15 до 600 световых лет, масса – от 10 тысяч до 10 миллионов солнечных. Если средняя плотность межзвёздной среды вблизи Солнца составляет 1 частицу на кубический сантиметр, то плотность гигантских молекулярных облаков 100-1000 раз больше. Небольшие газопылевые облака с массой менее чем в несколько сотен солнечных, называют глобулами.

Нейтрино

Байкальский подводный нейтринный телескоп

В конце ХIХ века Анри Беккерель обнаружил неизвестное излучение урана − самого тяжелого по тем временам элемента. Несколько позже стало ясно, что оно состоит из трех видов, разительно не похожих друг на друга и названных альфа-, бета- и гамма-лучами.

Затем, в начале ХХ века при изучении β-распада радиоактивных ядер появилась проблема — нарушение законов сохранения энергии, импульса и момента импульса.

В 1914 году английский физик Джеймс Чедвик обнаружил, что энергии электронов, испускаемых при β-распаде атомных ядер (в отличие от α-частиц и γ-квантов, испускаемых при других видах радиоактивных превращений), не строго определенные, а лежат в широком диапазоне значений. В большинстве случаев энергия была меньше той, какую они должны были теоретически иметь. Создавалось впечатление, что энергия куда-то исчезает, т.е. происходит нарушение закона сохранения энергии. В то время даже Нильс Бор готов был признать, что законы сохранения в микромире могут не выполняться. Он утверждал, что не существует «ни экспериментальных, ни теоретических» доказательств, которые бы подтверждали справедливость закона сохранения энергии при β-распаде.

Получалось, что при β-распаде электроны имеют непрерывный энергетический спектр. А такое возможно только в случае образования 3-х частиц в процессе распада. Именно непрерывность спектра электронов, образующихся при распаде, и натолкнула Вольфганга Паули в 1930 году на предположение, что при β-распаде одновременно с электроном рождается какая-то частица с полуцелым спином и очень малой массой, которая и уносит недостающую часть энергии. В своем знаменитом письме к Тюбингемскому научному конгрессу он написал: «Я допускаю, что мой прием может на первый взгляд показаться довольно невероятным, потому что, если бы нейтрино существовало, оно было бы давно открыто. Тем не менее, кто не рискует, тот не выигрывает. Поэтому мы должны серьезным образом обсуждать любой путь к спасению».

Незамеченной эта частица оставалась потому, что у нее очень малая масса покоя и нет электрического заряда и поэтому не участвует в кулоновских и сильных взаимодействиях, иными словами, не может производить те эффекты, по которым обычно регистрируют частицы. Именно эта частица могла уносить недостающую энергию, импульс и момент количества движения. Для того чтобы проверить гипотезу Паули, необходимо было обнаружить эту частицу экспериментально. Однако ее свойства, предсказанные Паули, делали обнаружение этой частицы чрезвычайно трудной задачей из-за ее слабого взаимодействия с веществом.

Сразу после открытия нейтрона в 1932 г. Дж. Чедвик, Д. Иваненко и В. Гейзенберг независимо друг от друга выдвинули гипотезу, что атомное ядро состоит из нейтронов и протонов. Протоны и нейтроны в атомном ядре связаны особыми силами, для которых характерна большая величина и малый радиус действия. Ядерные силы существенно превосходят силы электростатического кулоновского отталкивания протонов и обуславливают большую плотность вещества ядра. Новый тип взаимодействия, связывающий нейтроны и протоны, назвали «сильным взаимодействием». Однако данная модель не давала ответ на следующий вопрос: «Если в составе атомного ядра нет электронов, то откуда же берутся электроны, которые наблюдаются при радиоактивном распаде ядер?»

Ответ на этот вопрос был дан в 1934 г. итальянским физиком Энрико Ферми в разработанной им теории β-распада. Ферми использовал гипотезу Паули в своей теории. Он предложил называть частицу, охарактеризованную Паули, «нейтрино», что буквально по-итальянски означает «нейтрончик», по аналогии с тяжелой нейтральной частицей – нейтроном. Паули предположил, что β-распад в определенном смысле аналогичен испусканию фотонов возбужденными атомами. Ни электронов в ядре, ни фотонов в атоме нет до момента излучения, и фотон, и электрон образуются в процессе распада. Изучение процесса β-распада показало, что испускание электронов вызвано не электромагнитным и не ядерным взаимодействием, а новым типом взаимодействия, которое было названо слабым. В своей теории Паули сформулировал основные свойства нейтрино в их современном виде. Он представил процесс ядерного β-распада как распад одного из нейтронов ядра (если, конечно, выполняются соответствующие законы сохранения) на три частицы – протон, электрон и нейтрино:

n → p + e− + νe

Как выяснилось позже, гипотеза Паули «спасла» не только закон сохранения энергии, но и законы сохранения импульса и момента количества движения, а также основные принципы статистики частиц в квантовой механике.

В эксперименте нейтрино были обнаружены в 1956 году, за что авторы эксперимента получили в 1995-м нобелевскую премию. Тогда в качестве источника нейтрино учёные использовали находившийся неподалёку ядерный реактор.

Однако Вселенная полна естественных источников нейтрино – в первую очередь, это звёзды, испускающие космические нейтрино благодаря происходящим в их ядрах реакциям. В поисках солнечных нейтрино в 1960-х годах учёные оборудовали детектор этих частиц в золотом руднике Хоумстейк – крупнейшем и самом глубоком в Северной Америке. Учёные подсчитали, сколько нейтрино должен зафиксировать их детектор, построили и запустили его – и обнаружили, что экспериментальный результат примерно в три раза меньше, чем расчётный. Так возникла «проблема солнечных нейтрино», решение которой состоит в том, что нейтрино бывают трёх типов, и благодаря «нейтринным осцилляциям» могут переходить из одного типа в другой.

Нейтрино крайне редко взаимодействуют с материей. Так, нейтрино с энергией порядка 3—10 МэВ имеют в воде длину свободного пробега порядка ста световых лет. Практически все типы звёзд прозрачны для нейтрино. Каждую секунду через площадку на Земле площадью в 1 см² проходит около 6*10¹⁰ нейтрино, испущенных Солнцем., однако их влияние на вещество практически никак не ощущается. В то же время нейтрино высоких энергий успешно обнаруживаются по их взаимодействию с мишенями, однако для их обнаружения всё равно приходится строить очень большие и объёмные детекторы, фиксирующие взаимодействие нейтрино с водой или льдом.

Например, на дне озера Байкал находится один из крупнейших детекторов, «Байкальский подводный нейтринный телескоп». А на антарктической станции Амундсен-Скотт построена нейтринная обсерватория IceCube.

Нейтринная астрономия даёт нам уникальную возможность заглядывать внутрь звёзд и изучать процессы, идущие в их ядрах, поскольку место происхождения света звёзд, доходящего из нас, ограничивается поверхностью светила. Нейтрино же, рождающиеся в ядрах звёзд, свободно проходят через их толщу и остальные препятствия на пути к Земле.

Нейтрино могут предупредить о взрыве сверхновой раньше, чем это делают фотоны, поскольку последние могут застрять в плотной материи звезды на много часов, тогда как нейтрино, родившиеся во время взрыва, мгновенно покидают небесное тело. При этом они уносят порядка 99% испускаемой звездой энергии. Зафиксировав неожиданный всплеск потока нейтрино в разных обсерваториях Земли, астрономы могут определить, в каком месте неба появится сверхновая, и рассмотреть её свет.

Таким образом, изучение нейтрино помогает нам разбираться в процессах, происходящих внутри звёзд, исследовать высокоэнергетические события Вселенной, и заглядывать внутрь нашей планеты, изучая её состав и структуру.

Словарик

Абсолютная звёздная величина
Адаптивная и активная оптика
Альбедо
Астрономическая единица
Барионные акустические осцилляции
Белый карлик
Быстрый процесс захвата нейтронов
Галактические скопления
Галактическое гало
Галилеевы спутники
Гелиосфера
Гидростатическое равновесие
Горизонт событий
Гравитационное линзирование
Гравитация
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Закон Хаббла
Затменные звёзды
Звезда Вольфа — Райе
Зодиакальный свет
Ионосфера
Квазар
Кома
Коричневый карлик
Космическая скорость
Космические лучи
Красный карлик
Магнетар
Межзвёздная среда
Местная группа галактик
Молекулярные облака
Нейтрино
Нейтронная звезда
Неправильная галактика
Новая звезда
Параллакс
Парсек
Планета
Планетарная туманность
Полярное сияние
Приливный разогрев
Протопланетный диск
Радиационный пояс
Рассеянное звёздное скопление
Реликтовое излучение
Сверхновая типа Ia
Сверхновая типа II
Светимость
Сильное взаимодействие
Слабое взаимодействие
Спектр
Стандартные свечи
Тёмная материя
Тёмная энергия
Тень и полутень
Теория Большого взрыва
Транснептуновый объект
Хромосфера
Цефеиды
Червоточины
Чёрные дыры
Шаровые скопления
Щели Кирквуда
Эксцентриситет орбиты
Электромагнетизм
Эллиптическая галактика
Эффект Доплера