Астрономы ошибались в глубине Вселенной? Новый метод измерения расстояния между квазарами

Когда астрономы направляют современные телескопы на самые далекие участки Вселенной, они смотрят в ее глубокое прошлое. Свет от объектов с красным смещением z ≥ 5 шел до Земли более 12 миллиардов лет. Это означает, что мы видим эти объекты такими, какими они были в эпоху, когда после Большого взрыва прошло меньше одного миллиарда лет.

Главная неожиданность этих наблюдений заключается в размерах обнаруженных объектов. В центрах древних галактик ученые регулярно находят сверхмассивные черные дыры, масса которых превышает массу Солнца в миллиард раз. Такие активные ядра галактик называют квазарами. Они испускают колоссальное количество энергии за счет падения окружающего вещества на черную дыру.

Существование объектов такой массы на столь раннем этапе развития космоса трудно объяснить с помощью стандартных физических законов. В астрофизике действует строгое правило — предел Эддингтона. Оно описывает баланс сил: гравитация черной дыры притягивает к себе окружающий газ, но по мере падения этот газ разогревается и начинает сильно излучать. Давление этого излучения направлено наружу, и в определенный момент оно уравновешивает гравитацию, останавливая дальнейший приток материи. Этот механизм задает максимальную скорость, с которой черная дыра может набирать массу.

Если бы черные дыры росли только за счет постепенного затягивания газа из окружающего пространства, им потребовалось бы гораздо больше миллиарда лет, чтобы достичь массы в миллиард солнечных.

Логичный выход из этого противоречия — предположить, что черные дыры росли не только за счет поглощения разреженного газа, но и за счет прямых столкновений друг с другом. Когда две галактики сталкиваются, их центральные черные дыры сближаются и со временем образуют единый, значительно более массивный объект. Если эта гипотеза верна, в ранней Вселенной должно существовать множество близких пар квазаров, находящихся в процессе слияния.

Телескопы действительно начали находить такие пары на снимках раннего космоса. Однако при попытке изучить их ученые столкнулись с проблемой определения реальных расстояний между ними.

Геометрическое препятствие: потерянное третье измерение

Когда мы смотрим на ночное небо через телескоп, мы получаем плоское, двумерное изображение. Для любых двух светящихся точек можно очень точно измерить угловое расстояние между ними. Зная общее расстояние от Земли до этих объектов, ученые легко вычисляют дистанцию между ними на плоскости неба. Это поперечное расстояние обозначают как d_sky.

Для нескольких открытых пар квазаров на z ≈ 5 это расстояние оказалось крайне малым: от 10 до 100 килопарсек. По космическим меркам это сопоставимо с размерами одной крупной галактики. Казалось бы, это прямое доказательство слияния: два объекта находятся совсем рядом.

Однако плоское изображение скрывает третье измерение — расстояние вдоль луча зрения (d_LOS). Это дистанция в глубину, показывающая, насколько один квазар находится ближе или дальше от Земли, чем второй.

Здесь возникает вероятность ошибки восприятия. Два объекта могут проецироваться на небо почти в одну точку просто потому, что случайно оказались на одной линии взгляда земного наблюдателя. При этом физическое расстояние между ними в глубину космоса может составлять десятки миллионов световых лет. Если они разделены такой дистанцией, они никак не связаны гравитационно, не влияют друг на друга и никогда не сольются.

Чтобы доказать, что перед нами именно физическая пара, готовящаяся к слиянию, астрофизикам необходимо измерить расстояние вдоль луча зрения с такой же высокой точностью, как и расстояние на плоскости неба.

Почему обычный спектральный анализ дает сбой

Традиционный способ измерения расстояний в космологии основан на спектральном анализе и законе расширения Вселенной. Пространство непрерывно расширяется, поэтому световые волны от далеких источников растягиваются по пути к нам. Чем дальше от Земли находится объект, тем сильнее длина волны его излучения смещается в красную сторону спектра. Это явление называют космологическим красным смещением (z).

Чтобы вычислить красное смещение квазара, астрономы ищут в его спектре узкие эмиссионные линии — участки, где определенные химические элементы (углерод, кремний или магний) ярко излучают свет на строго известных физических частотах. Сравнивая наблюдаемую длину волны с лабораторной, исследователи определяют скорость удаления объекта и расстояние до него. Казалось бы, измерив красное смещение обоих квазаров в паре, можно легко найти разницу между ними и вычислить глубину их разделения.

На практике этот метод перестает работать, когда речь заходит о ядрах активных галактик. Причина кроется в физических процессах, происходящих внутри самого квазара:

1. Излучение эмиссионных линий рождается в раскаленном газе, который обращается в непосредственной близости от черной дыры.
2. Давление света в этой зоне настолько велико, что оно срывает часть вещества и выбрасывает его наружу в виде высокоскоростных потоков газа. Скорость этих выбросов может достигать тысяч километров в секунду.
3. Движение этого газа создает собственный доплеровский сдвиг спектральных линий, который никак не связан с расширением самой Вселенной. Если поток газа направлен в сторону Земли, его излучение смещается в синюю область спектра, а если от Земли — в красную.

В результате разные спектральные линии одного и того же квазара показывают разное красное смещение. Например, измерения для реальной пары квазаров J2329−0522 показали, что смещение, вычисленное по линиям ионизированного кремния, углерода и магния, различается на величину порядка Δz ≈ 0,01.

В ранней Вселенной на красном смещении z = 5 неопределенность Δz ≈ 0,01 означает ошибку в определении физического расстояния примерно в 6 собственных мегапарсек (около 20 миллионов световых лет).

Получается парадоксальная ситуация: по горизонтали и вертикали на небе ученые видят, что квазары разделены дистанцией всего в 30-50 тысяч световых лет, но погрешность измерения расстояния в глубину составляет 20 миллионов световых лет. С такой точностью невозможно сделать научный вывод: пара перед нами или случайное наложение далеких объектов.

Эффект близости: как излучение очищает пространство

Решение этой проблемы предложила исследовательская группа из Университета Альберты и Мичиганского университета: Хуаньцин Чэнь, Камилла Авеструз и Якоб Вист. Они разработали метод, позволяющий обойти погрешности, вызванные внутренними скоростями газа в черных дырах. Их работа опубликована в научном журнале The Astrophysical Journal Letters.

Метод опирается на физику межгалактической среды и феномен, известный как «эффект близости» (proximity effect).

В эпоху реионизации большая часть межгалактического пространства была заполнена нейтральным водородом. Атомы нейтрального водорода очень эффективно поглощают ультрафиолетовое излучение с длиной волны 1216 Ангстрем (это квантовый переход Лайман-альфа). Когда свет от далекого источника летит к Земле сквозь такой газ, нейтральный водород поглощает фотоны, оставляя в спектре темные полосы.

Однако квазар вырабатывает гигантское количество жесткого ультрафиолетового излучения с энергией, достаточной для того, чтобы оторвать электрон от протона. Попадая в нейтральный межгалактический водород, это излучение ионизирует его. Ионизированный водород (плазма, состоящая из свободных протонов и электронов) физически не способен поглощать кванты Лайман-альфа.

В результате вокруг каждого квазара образуется обширная сферическая область полностью прозрачного межгалактического газа. Ее радиус может составлять миллионы световых лет. Эту область называют «зоной близости».

Самое главное: границы зоны близости и степень ионизации газа определяются только мощностью ультрафиолета самого квазара и плотностью окружающей среды. Процесс ионизации происходит далеко за пределами галактики — в спокойном межгалактическом газе. Следовательно, на него не влияют локальные газовые потоки и внутренние скорости ветра черной дыры. Это измерение привязано к реальным координатам пространства.

Механика перекрестного луча

Чтобы измерить расстояние между двумя квазарами, авторы исследования предложили использовать взаимное геометрическое расположение объектов.

Рассмотрим систему из двух квазаров:

• Квазар А (фоновый) расположен дальше от нас. Свет от его аккреционного диска летит в сторону Земли, пронизывая межгалактическую среду, и регистрируется спектрографом.
• Квазар Б (передний) расположен ближе к Земле и находится на некотором поперечном удалении от линии, соединяющей Квазар А и наблюдателя.

Пока свет Квазара А идет к Земле, нейтральный водород межгалактического пространства непрерывно поглощает часть его фотонов. Если бы Квазар А был в этом регионе один, в его спектре наблюдалась бы сильная полоса поглощения.

Но на определенном участке своего пути этот луч проходит мимо Квазара Б. Ультрафиолетовое излучение Квазара Б распространяется во все стороны и ионизирует газ в том числе на линии зрения Квазара А.

В том месте, где луч проходит максимально близко к Квазару Б, нейтрального водорода почти не остается. Соответственно, свет Квазара А на этом участке перестает поглощаться. Когда астрономы получают спектр фонового Квазара А, они видят среди непрерывного поглощения резкий пик пропускания потока — область, где интенсивность света внезапно подскакивает почти до 100%.

Длина волны, на которой регистрируется этот пик прозрачности, строго указывает на то место вдоль луча зрения, где находился Квазар Б, когда испустил свое излучение.

От математической модели к надежным данным

В реальной Вселенной газ распределен крайне неравномерно. Материя стягивается в волокна крупномасштабной структуры, между которыми располагаются гигантские пустоты (войды). В войдах газа мало, поэтому они сами по себе могут слабо поглощать свет, создавая ложные пики прозрачности. Напротив, плотные волокна могут частично ослаблять излучение квазара. Из-за этого реальный спектр квазара представляет собой хаотичную ломаную линию с множеством случайных пиков и провалов.

Чтобы выделить истинный сигнал от Квазара Б, авторы исследования использовали результаты детального численного моделирования в рамках проекта CROC (Cosmic Reionization On Computers). Они смоделировали распространение света через объем виртуальной Вселенной с ребром около 130 миллионов световых лет, детально рассчитав физику ионизации, нагрева и движения газа.

Затем ученые применили математический алгоритм фильтрации. Плотность ультрафиолетового излучения от точечного источника падает с расстоянием по закону обратных квадратов: интенсивность излучения пропорциональна величине 1/r², где r — расстояние от источника.

Из-за этого профиль прозрачности газа вдоль луча зрения приобретает колоколообразную форму, близкую к кривой нормального распределения (функции Гаусса). Зная эту форму, ученые применили к спектру сглаживающий гауссов фильтр с фиксированным параметром ширины: σ = 250 км/с. Этот параметр точно соответствует физическому размеру области, в которой излучение Квазара Б способно эффективно очистить газ от нейтральных атомов.

Фильтр подавляет мелкий случайный шум и флуктуации от пустот, но усиливает широкий пик, созданный вторым квазаром. После этого компьютерная программа находит локальный максимум пропускания, превышающий заданный порог (80-90% от исходного света).

Точность измерений и практические результаты

Результаты численного эксперимента показали, что предложенная методика кардинально превосходит классические подходы по точности:

1. Для пар с малым поперечным расстоянием (менее 0,1 мегапарсека): если реальное расстояние между квазарами вдоль луча зрения превышает 2 мегапарсека, алгоритм вычисляет взаимное удаление с ошибкой всего около 0,1-0,2 мегапарсека (300-600 тысяч световых лет). В сравнении с погрешностью метода эмиссионных линий (6 мегапарсек) точность возрастает более чем в 30 раз.
2. Для систем, находящихся на грани слияния (расстояние менее 2 мегапарсек): когда объекты подходят слишком близко друг к другу, их зоны ионизации объединяются в одну общую область. Из-за этого вершина пика прозрачности становится размытой, и алгоритм не может назвать точную дистанцию в долях мегапарсека. Однако он безошибочно фиксирует верхний предел: расстояние гарантированно составляет менее 2 мегапарсек. Этого достаточно, чтобы со стопроцентной уверенностью подтвердить: объекты действительно связаны гравитационно и не являются оптической иллюзией.
3. Для систем с широким разделением (поперечное расстояние около 1 мегапарсека): если квазары разнесены на небе дальше друг от друга, луч света проходит дальше от Квазара Б, и интенсивность ионизации падает. Тем не менее метод работает и здесь: для дистанций более 4 мегапарсек погрешность составляет около 0,5 мегапарсека.

Доступность для современных телескопов

Важнейшее достоинство нового метода — его практическая выполнимость на существующем оборудовании. Для поиска пиков прозрачности не нужны экстремальные наблюдательные характеристики.

Поскольку зоны ионизации имеют гигантские физические размеры, они оставляют в спектре широкие детали. Моделирование показало, что для уверенной фиксации расстояния достаточно спектрального разрешения на уровне R ≈ 500-2000.

Это сравнительно скромные требования. Таким разрешением обладают спектрографы телескопов VLT Европейской южной обсерватории в Чили, телескопов обсерватории Кека на Гавайях и космического телескопа «Джеймс Уэбб» (JWST). Астрономам не требуется строить специализированные приборы — метод можно применять к спектрам, которые собираются в рамках текущих научных программ прямо сейчас.

Единственная техническая сложность метода заключается в моделировании собственного исходного спектра фонового квазара (так называемого континуума). Ученым необходимо с высокой точностью понимать, какую форму имел спектр до того, как его свет прошел через межгалактический газ. Ошибки в восстановлении континуума могут исказить высоту пика. Однако расчеты исследователей показали: если свойства непрерывного спектра стабильны в узком рабочем диапазоне длин волн 1190-1216 Ангстрем, точность определения расстояния практически не снижается.

Значение для астрономии

Разработка метода измерения глубинного расстояния с помощью эффекта близости переводит исследование ранней Вселенной на новый качественный уровень. До сих пор все космологические модели роста черных дыр опирались на статистические вероятности, поскольку у исследователей не было надежного инструмента проверки пространственной близости квазаров.

Новый метод превращает межгалактический водород в физический индикатор расстояния. Измеряя степень ионизации газа между удаленными объектами, астрономы получают возможность восстановить трехмерную структуру ранних космических систем.

Это позволяет однозначно отличать случайные визуальные совпадения от реальных пар, находящихся в процессе слияния. Получение точных трехмерных расстояний между первыми квазарами даст возможность напрямую проверить теории слияния сверхмассивных черных дыр, измерить плотность окружающей их темной материи и в конечном итоге выяснить, каким образом Вселенная смогла вырастить объекты массой в миллиарды звезд за столь короткий отрезок времени.

Источник: The Astrophysical Journal Letters