Кстати, об истории галактики Андромеды

Рассказывая о соотношении массы галактики и количества ее шаровых скоплений https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/211717.html (помните? Динамическая масса галактики, выраженная в единицах массы Солнца, отчего-то в пять миллиардов раз превосходит количество ее шаровых звездных скоплений), я мимоходом упомянул, что оценки массы галактики Андромеды долгое время систематически завышались из-за ее динамического нагрева недавним (всего 3 Gyr: если кому-то кажется, что событие, произошедшее три миллиарда лет назад, недавним назвать трудно, то только потому, что он еще не привык) малым мерджингом с соотношением масс 1:4 - 1:5, сформировавшим ее нынешнюю структуру.
Упомянул - и все на этом. А зря. Стоило бы рассказать чуть-чуть поподробнее. Вдруг покажется интересным.

Дело в том, что сходстве Млечного пути с галактикой Андромеды - нашей ближайшей соседки из числа гигантских галактик - не говорил только ленивый (а астрономы, вообще-то, зачастую бывают весьма трудолюбивыми). Обе галактики - гигантские спиральные, обе с баром, только галактика Андромеды несколько побольше, обе с двумя дисками - тонким и толстым https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/15269.html, обе с системой карликовых галаткик-спутников, обе практически одинакового возраста.

А потом, наконец, посмотрели на небо повнимательнее - и сравнили возраст звездного населения спутников обеих галактик и историю звездообразования в них. И вот тут началось интересное - оказалось, что не так уж они схожи.

Кое-что о том, как почему прекращается звездообразование в карликовых галактиках-спутниках, я рассказывал во многих местах: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/66171.html, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/50223.html, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/99676.html, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/120289.html - и даже сыр с дырками вспоминал https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/50223.html. А о важных причинах интереса к нему - здесь: https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/209729.html.

История звездообразования для спутников нашей Галактики изучена более или менее подробно. Результат изучения можно охарактеризовать просто (правда, понять причины уже сложнее) - распределение спутников Млечного пути по времени гашения (существенного снижения темпа звездообразования вплоть до его фактического прекращения) является бимодальным. В большинстве спутников нашей Галактики звездообразование прекратилось в древние времена, более десяти, а то и двенадцати миллиардов лет; в части спутников оно продолжается (причем, в некоторых, вспомним Большое Магелланово облако, весьма активно) либо начало снижаться совсем недавно, не более трех миллиардов лет назад. Промежуточные варианты (с временами гашения 4 - 9 миллиардов лет назад) практически отсутствуют.

А вот у спутников галактики Андромеды, как оказалось, дела обстоят совершенно иным образом. Два десятка ее исследованных спутников имеют времена гашения звездообразования от трех до девяти миллиардов лет назад, не более и не менее, причем, в большинстве своем, границы еще более узкие: 3 - 6 Gyr.
При этом и среди них четко выделяются две группы, но уже не по временам гашения, а по его обстоятельствам и предшествующей истории звездообразования: первая группа - это галактики-спутники с медленным гашением, у которых прекращение звездообразования происходило постепенно (с характерной длительностью от начала до конца снижения темпа звездообразования порядка двух миллиардов лет), а вторая - с быстрым гашением: у этих галактик вначале имел место всплеск звездообразования, а потом его быстрый спад. Ясно, что обе группы соответствуют разным сценариям прекращения звездообразования - в первой просто закончился свободный газ (скорее всего, с учетом харассмента, то есть, его постепенно отняла галактика-хозяин), а во второй газ был выброшен из галактики при бурной вспышке звездообразования, спровоцированной взаимодействием с галактикой-хозяином.

Из всего этого следует вывод: динамическая история галактики Андромеды в последние шесть миллиардов лет была заметно более бурной, чем у нашей Галактики, и за последние шесть миллиардов лет она вначале пережила несколько малых мерджингов, а недавно, около трех миллиардов, то ли достаточно крупный мерджинг, то ли серию следующих один за другим с небольшим интервалом интенсивных мерджингов поменьше. А с учетом распределения звезд самой галактики Андромеды по возрасту удалось оценить соотношение масс галактики Андромеды и поглощенного ей при последнем мерджинге (мерджингах) материала - как сказано выше, он составил 20-25% ее массы.

Ну, а еще один вывод - истории формирования и эволюции галактик-спутников для различных галактик являются индивидуальными, в значительной степени зависят от истории галактики-хозяина, и установить для них общую для всех закономерность невозможно.

И кое-что о космической пыли

Пыль в космосе представляет собой очень эффектное зрелище.
Кто не любовался туманностью Конская Голова (Barnard 33, IC 434, Horsehead Nebula)?



Кто не рассматривал бездонные провалы среди мириадов звезд?



А если посмотреть со стороны - как не осознать, сколько пыли может быть в галактике, посмотрев на фотографию радиогалактики Центавр А с ее огромным слоем пересекающих всю галактику газопылевых облаков?



Размеры пылинок, как правило, находятся в диапазоне от десяти до нескольких сотен нанометров. А состав и материал зависят от происхождения.
И проживают частицы межзвездной пыли долгую и подчас интересную жизнь.

Каждая пылинка, если ее не трогать, в среднем может прожить примерно от одного до десяти (а некоторые - и до пятидесяти) миллиардов лет. Но обычно живут они не одиночками, а целыми пылевыми (вернее, газопылевыми) облаками, примеры которых хорошо видны на фотографиях - и в этих облаках имеют достаточно большую вероятность рано или поздно в процессе коллапса облака стать частью звезды. Или, возможно, планеты или иного консолидированного тела.
Если пылинка сумела уклониться от этой судьбы, она может быть захвачена звездой (или чем-то еще) позже.
Ну, а если нет - то в любом случае пылинка будет под действием лучевого давления и нагрева излучением звезд постепенно разгоняться и рано или поздно может набрать скорость, достаточную для того, чтобы покинуть свою галактику. Если не испарится раньше.
Словом, все сказанное сводится к тому, что, единожды родившись в какой-то галактике, космическая пыль рано или поздно из нее исчезает.

В результате в любой галактике поддерживается определенный пылевой баланс: с одной стороны, ее покидает старая пыль, с другой стороны, в ней рождается новая.
А источники пыли в галактике - это, в первую очередь, звезды на конечных этапах эволюции и сверхновые.

В первом случае пылинки преимущественно зарождаются во внешних холодных оболочках красных гигантов (в основном - звезд асимптотической ветви гигантов, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4191.html, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/4395.html) и сверхгигантов и выбрасываются в пространство с их сброшенными оболочками.
Замечу, что такие частицы обычно состоят из углерода - если они образованы на поверхности менее массивных звезд. Более крупные звезды рождают пыль, в составе которой кроме углерода находятся более тяжелые элементы (в основном - α-элементы (у них ядра самые устойчивые) - углерод, кислород, кремний, магний, сера, кальций, титан) Чем крупнее звезда-прародитель, тем более тяжелые элементы выносятся в ее верхние слои и образуют пылинки. Так что в составе таких пылинок присутствуют простейшая органика, оксиды и карбиды алюминия, кремния, прочие аналогичные вещества, ну, а на поверхности - легкоплавкие водородные соединения - водяной лед и т.п. В любом случае сердцевина такой пылинки является тугоплавкой (все же как ни холодна поверхность породившего ее красного гиганта или сверхгиганта, ее температура составляет две-три тысячи градусов). Легкоплавкие вещества типа водяного льда "укутывают" пылинку уже позднее, когда она удаляется от звезды.

Во втором случае источником появления пыли являются процессы, протекающие в остатках сверхновых после взрыва (причем, весьма энергично - наблюдения молодых остатков сверхновых показывают, что характерное время формирования частиц пыли субмикронного диаметра за фронтом ударной волны после взрыва сверхновой составляет несколько месяцев. Такая скорость роста пылинок является, мягко говоря, ошеломляющей). Пылинки от сверхновых могут содержать и более тяжелые элементы, начиная от железа - те, что образовались при взрыве.

В любом случае, понятно, что интенсивность рождения новой пыли прямо и непосредственно связана с темпом звездообразования в галактике - при остановленном звездообразовании пыль рано или поздно прекращает образовываться.

В результате баланс пыли в значительной степени связан с эволюцией галактики. Например, в эпоху максимального звездообразования Вселенной количество пыли в галактиках достаточно интенсивно нарастало (наблюдения показали, что за время от 12,8 до 11 миллиардов лет назад (за второй и третий миллиард лет, прошедшие от рождения Вселенной) запыленность галактик возросла в 12 раз).
В наше время, когда темп звездообразования Вселенной упал по сравнению с теми временами более, чем в тридцать раз, количество пыли в галактиках уменьшается.

Ну, а недавно решили уточнить, на сколько и в каком темпе уменьшается запыленность галактик.
Результат оказался, в принципе, предсказуем. Наблюдения большой выборки галактик разных возрастов и красных смещений показали, что в наши времена запыленность галактики в целом по Вселенной экспоненциально снижается. При этом время половинного снижения запыленности оказывается неожиданно малым - всего 1,75±0,25 миллиарда лет. Всего за четыре миллиарда лет количество пыли в галактиках должно снизиться почти в пять раз.

И кое-что о магнетарах

Напомню, магнетары - это нейтронные звезды с экстремально сильным магнитным полем, в силу чего они подчас способны на очень буйное поведение (мягкие гамма-репитеры). Прочитать о них можно здесь https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/11635.html

Подробности формирования магнетаров с их монструозным магнитным полем долгое время не были ясны. Примерно год назад родилась красивая, основанная на результатах моделирования и согласующаяся с наблюдениями гипотеза, уточняющая возможный механизм их рождения.
Согласно этой гипотезе, магнетары формируются при коллапсе достаточно массивных голубых отставших https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/76980.html, претерпевших слияние в достаточно зрелом возрасте (скажем, в результате слияния двух звезд в бывшей изначально не очень тесной двойной системе). В таком варианте внутренняя область получившейся звезды оказывается весьма быстро вращающейся - ведь звезда наследует суммарный орбитальный момент обеих прародителей - и очень турбулентной, что способствует возникновению весьма мощного магнитного поля.
Если от слияния до коллапса проходит относительно немного времени (порядка миллионов лет), ни турбулентность, ни высокая скорость вращения ядра не успевают заметно снизиться, и в результате основная часть весьма мощного магнитного поля прогенитора остается "вмороженной" в резко уменьшившуюся в размерах (до двух с небольшим десятков километров) нейтронную звезду. Как и сказано ранее.

О коварстве злокозненных гамма-репитеров

Если ж выпало в спирали нам родиться -
Лучше жить в глуши меж рукавами.

Я рассказывал, что наилучшим, по сути дела, практически единственным тихим местом диска спиральных галактик, в котором жизнь, зародившись, может прожить миллиарды лет с наименьшим риском гибели от воздействия космических факторов, является область коротационного круга, удаленная от спиральных рукавов.
Напомню, коротационный круг - это область диска, в которой средняя угловая скорость звезд в обращении вокруг центра галактики равна угловой скорости обращения рукавов в диске. Звезды в коротационном круге имеют наименьшие шансы попадания в спиральный рукав и наибольшее время нахождения между рукавами.
А спиральные рукава - это очень опасное место для жизни: ведь именно там сосредоточена большая часть звездообразования спиральной галактики. А значит, именно там в основном живут массивные звезды - те, которые в конце своего существования являются сверхновыми и гиперновыми, взрыв которых может уничтожить все живое в радиусе десятков (а иногда и больше) световых лет.
В самом деле, формирование звезд начинается на переднем фронте видимого рукава (собственно, этот процесс и определяет его видимость). Гипергиганты живут очень недолго: крупнейшие - около миллиона лет, те, которые поменьше - три-пять миллионов - никуда уйти от места своего рождения не успевают, поэтому взрывы гиперновых происходят преимущественно в рукавах, на худой конец - у их задней кромки. Прогениторы "обычных" сверхновых II типа (https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5401.html) могут жить дольше - десяток-другой миллионов лет или немного более - и за время их жизни рукав успевает несколько удалиться от них, да и они сами за счет своей случайной скорости, полученной при рождении, могут немного убежать от рукава - как отстав в обращении по диску, так и сместившись по радиусу от места своего рождения. Но это тоже не так уж далеко, и для жизни на планетах звезды, выбравшей "правильное" место, не столь страшно.

Разумеется, это не отменяет риска того, что область звездообразования может сформироваться и вне рукавов - например, при сжатии случайно забредшего в диск и остывшего газового облака, или же при столкновении двух облаков с их последующим сжатием - и в результате все перечисленные беды могут постигнуть жизнь и в тихом и, казалось бы, спокойном месте. Опять же, в дисках существует своя турбулентность, локальные "круговороты" https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/211221.html и иные возмущения, которые тоже могут спровоцировать локальное звездообразование, в том числе, в районе коротационного круга. Но интенсивность звездообразования между рукавами намного ниже, чем в рукавах, вероятность пасть его жертвой на коротационном круге намного ниже, чем в рукаве. Да и вообще... если уж захотелось жизни без риска, то надо было не в спирали заводиться, а забираться в гигантский эллиптикал поглубже и поближе к плоскости галактического экватора и любоваться небом с десятками тысяч звезд на нем (впрочем, там могут быть и свои беды, в первую очередь, именно огромной плотностью расположения звезд обусловленные - к тому же, если разобраться, то окажется, что коли выжить там, может быть, и легче, то родиться - куда сложнее).

Это была преамбула. А вот теперь прочитаем гипотезу формирования магнетаров из предыдущего поста https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/216311.html - и задумаемся...
Если магнетары действительно формируются при коллапсе звезды, полученной слиянием двух звезд меньшей массы, то это означает, что от рождения пары до коллапса магнетара проходит время, намного большее, чем время жизни звезды массой, равной конечной массе продукта слияния.
В самом деле, скажем, звезда массой в десять солнечных живет на главной последовательности около двадцати миллионов лет, а потом взрывается сверхновой. За это время она далеко от рукава удалиться не успеет и наделает бед в области, где жизнь и без нее вряд ли успела развиться. А вот звезды в два раза меньшей массы могут прожить около восьмидесяти миллионов лет - а потом, слившись, еще несколько миллионов лет провести в виде массивной звезды (это, кстати, одна из причин, по которой такие звезды именуют голубыми отставшими - они намного старше, чем положено звездам их массы). А за это время такая звезда может уйти от рукава достаточно далеко и забраться в область, которая выглядела вполне безопасной.
А вот потом начнется... Вначале такой перестарок взорвется сверхновой - а взрыв сверхновой, напомню, способен стерилизовать область в два-три десятка световых лет и даже немного больше - а потом на его месте возникнет мягкий гамма-репитер. Конечно, мягкие гамма-репитеры живут недолго - уже через десяток-другой тысячелетий они "успокаиваются", отчего эти объекты весьма редки - но мощная гамма-вспышка магнетара может привести к серьезной биологической катастрофе уже в радиусе под сотню световых лет. Тем более, что такие вспышки носят серийный характер с периодичностью в месяцы или немногие годы, и если гамма-репитер не добил жизнь в округе с первого раза, он не успокоится и будет повторять это снова и снова, пока не добьется своего.
Так что не все так просто в этом мире...

Чего мы не знаем об итальянцах?

Знаете ли Вы, в каком городе мира живет больше всего итальянцев?

И кое-что о темной материи и черных дырах

О том, что темная материя - это неизвестно что, состоящее неизвестно, из чего, преимущественно, холодное (в смысле, нерелятивистское, со скоростью движения составляющих ее объектов, намного уступающей скорости света), по массе превышающее видимую (барионную) материю раз в шесть и управляющее ее движением и расположением в крупных структурах (галактиках, скоплениях, сверхскоплениях) и тем самым формирующее наблюдаемую крупномасштабную структуру Вселенной, я уже много раз говорил. А еще говорил, что она - бесстолкновительная, взаимодействует сама с собой и с видимой материей исключительно за счет гравитации.

Разумеется, то, что состав темной материи неизвестен, выглядит вызовом исследователям - особенно, потому, что из-за бесстолкновительного характера и отсутствия негравитационных взаимодействий "поймать и посмотреть" на нее не получается. И столь же разумеется, что пройти мимо такого напрашивающегося кандидата в состав темной материи, как черные дыры, очень трудно. Казалось бы, где найти кандидатов лучше? Бесстолкновительные (попробуйте попасть в черную дыру - она же маленькая!), взаимодействующие только гравитационными силами, невидимые...

Описывать долгие приключения этой идеи не буду. Отмечу только, что она, в принципе, легко проверяется. Как именно? Гравитационным линзированием https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/21298.html. Если темная материя состоит из черных дыр хотя бы звездных масс (и даже масс, сравнимых с массами планет), то их движение будет приводить к тому, что рано или поздно та или иная дыра попадет между нами и тем или иным объектом (скажем, удаленной галактикой) и слегка исказит изображение. Статистически, зная массу темной материи, можно оценить, как часто такое будет происходить (для разного ожидаемого спектра масс составляющих темную материю черных дыр) - и, наблюдая события микролинзирования https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/181356.html, даже оценить реальный спектр этих масс.
Вооружившись расчетами и телескопами, начали наблюдать...

Ну, и итог. Ни одного внятно приписанного черным дырам события линзирования так и не увидели. Ни разу. За годы исследований. Ни для какого мыслимого спектра возможных масс черных дыр, который мог бы наблюдаться при линзировании. Словом, пока вывод аккуратно формулируется так: статистика событий гравитационного микролинзирования показывает, что максимальная доля (по массе) черных дыр любого рода при условии, что их массы не уступают массам планеты, в составе темной материи не может превышать 0,1%.

Теоретически, это еще не конец идеи. Темная материя может (каким-то образом) состоять из черных дыр существенно меньшей массы, которые современным инструментарием при событиях гравитационного линзирования не наблюдаются.

Идея выглядит так: конечно, в современной Вселенной такие черные дыры образовываться не могут. Но представим себе, что при Большом взрыве, вернее, вскоре после его начала образовалось множество черных дыр (так называемых первичных, primordial black holes). Раз наблюдения показывают, что черных дыр достаточно большой массы в составе черной материи нет, то может, они были маленькими?

Увы, и тут все непросто. Первичные черные дыры малой массы, меньшей, ориентировочно, массы не слишком огромного астероида, до наших дней не дожили бы - вспомним, что черные дыры тоже не вечны https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/19109.html, и чем они легче, тем меньше время их жизни за счет квантовомеханического испарения.

Впрочем, и тут попробовали поискать лазейку: ведь никто не запрещает вообразить, что первичные черные дыры бывали раньше, а в более поздние времена они постепенно вымерли. А значит, вначале темной материи, в состав которой они входили, было больше, потом они постепенно испарялись, и ее становилось меньше, а значит, плотность вещества во Вселенной падала быстрее, чем положено при ее (Вселенной) расширении, и расширение Вселенной ускорялось.
Красивая идея - но опять же, увы. Возражение против нее просто: не существует признаков излучения первичных черных дыр малой массы, которым должна была сопровождаться их гибель. А стоило бы увидеть - оно по идее должно влиять на реликтовый фон, такого влияния не видно.

И тут нашлось возражение: при некотором специальном выборе, точнее, подборе спектра масс первичных черных дыр картина их испарения на ранних этапах жизни Вселенной может согласовываться с наблюдательными данными, существующей картиной реликтового излучения и ΛCDM.

И вот тут последовали coups de grâce от теоретиков (а это - страшные люди! Эта mesnada кого хочешь стопчет своими борзыми caballos!)

Удар первый. Время жизни первичных черных дыр с массами, лежащими в пределах миллиардов-десятков миллиардов тонн, истекало в эпоху реионизации. При значительной доле таких черных дыр в составе темной материи, их гибель, сопровождавшаяся мощными всплесками излучения, вносила бы серьезный вклад в состав реионизирующего излучения (того, которое вновь нагрело и ионизировало газ Вселенной после того, как тот сотни миллионов лет после Большого взрыва остывал вследствие ее расширения - а это привело к многочисленным наблюдаемым последствиям, в первую очередь, определив характер эволюции галактик).
Соответственно, вклад всплесков хокинговского излучения от гибели первичных черных дыр выражался бы в следующем:
- Распределение первичных черных дыр в эпоху рекомбинации соответствует распределению темной материи, которая в эпоху рекомбинации была более концентрирована, чем барионная (видимая) (причины этого - см. https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/63661.html. Собственно, именно концентрация темной материи приводила к повышению амплитуды барионных акустических колебаний, формировавших крупномасштабную структуру Вселенной). Значит, излучение, нагревавшее газ, имело бы два источника: квазары, сверхновые и пр., распределение которых соответствует распределению барионной материи, и первичные черные дыры, распределение которых более концентрировано в пространстве. А значит, чем выше доля первичных черных дыр, тем больше неоднородности в распределении реионизирующего излучения;
- При этом вспышки излучения Хокинга должны быть достаточно многочисленны и относительно низкоэнергетичны. Это подавляет мелкомасштабные вариации температуры в реионизированной плазме по сравнению с ситуацией, когда реионизация вызывалась бы только лишь меньшим количеством мощных (сверхновые) и сверхмощных (квазары и прочие активные ядра протогалактик) источников.
Ну, и соответственно, все это отразилось бы и на наблюдаемых реионизационных эффектах, и на последующей эволюции галактик.
Так вот, увы. Наблюдаемые эффекты не видят заметных следов первичных черных дыр в реионизирующем излучении, даже если для его включения в картину мира варьировать параметры модели ΛCDM. В частности, при принятых параметрах и в предположении равномерного распределения первичных черных дыр в пределах от одного до ста миллиардов тонн, их доля в суммарной массе вещества не превосходила 0,000016.

Удар второй. А если бы все первичные черные дыры были бы большей массы, специально подобранной так, чтобы взрываться только после завершения реионизации - то мы их излучение Хокинга при взрывах просто бы наблюдали. В достаточном количестве, чтобы вообще замаскировать множество наблюдаемых более ранних объектов.

Итог: очередное увы. Если в составе темной материи и есть черные дыры, их вклад в ее общую массу является ничтожно малым. И раньше был ничтожно малым - по крайней мере, с момента спустя сотню-другую миллионов лет после образования Вселенной.

Вдруг подумалось

Перечитал свой журнал. Подумал над темами последних записей в их последовательности. Понял, что пишется он в жанре дзуйхицу. Действительно, мысли вслух.

Собственно, а у кого не так? В общем, почти все мы пишем свои записки из-под подушки.
И мысль следует за мыслью, сменяя одна другую, как сменяют друг друга дальние стуки валька. Наверное - ведь я никогда не слышал, как стучит вдалеке валек зимней ночью. Но его слышала за меня Мурасаки Сикибу.