Астрофизики из США и Южной Африки нашли два оригинальных способа обработки световой кривой квазара, которые дают возможность определить, насколько далеко он находится. Для измерения космологических расстояний традиционно используются классы объектов, светимость которых практически не меняется в пределах класса. Хорошими примерами здесь служат цефеиды и сверхновые типа Ia, наблюдения которых помогли доказать, что Вселенная расширяется с ускорением, и принесли американским космологам Нобелевскую премию по физике.
Возможности классических методик определения расстояний ограничены: когда «КЛ» сообщала
об открытии сверхновой SN Primo, мы говорили о том, что она находится на красном смещении z, равном «всего» 1,55, и при этом претендует на звание самой удалённой. Учёные, разумеется, хотят заглянуть ещё дальше, и чрезвычайно яркие, легко различимые даже на z > 7 и часто встречающиеся квазары (или активные ядра галактик, подтипом которых считаются квазары) вполне могли бы удлинить уже построенную шкалу расстояний.
К сожалению, квазары имеют широкий разброс светимостей во всех диапазонах спектра, а потому и методы работы, опробованные на цефеидах и сверхновых, тут не подходят. Специалистам приходится придумывать что-то новое, и одно интересное предложение такого плана мы уже рассматривали. Тот алгоритм, напомним, основывался на самых общих представлениях о структуре активных ядер, в центрах которых находятся сверхмассивные чёрные дыры, окружённые высокоскоростными облаками газа. Поскольку быстрое движение газа приводит к доплеровскому уширению, облака дают широкие линии испускания, причём радиус (r) области, формирующей эти спектральные линии, определяется глубиной, на которую излучение центрального источника проникает в окружающий газ и ионизирует его. Следовательно, рассуждали авторы той работы, величина r должна быть пропорциональна светимости источника, а точнее — квадратному корню из светимости.
Чтобы вычислить расстояние, отделяющее нас от ядра, нужно было также вспомнить о том, что фотоны, испускаемые облаками газа, представляют собой «переработанные» кванты света от центрального источника. По этой причине колебания светимости последнего влияют на характеристики широких спектральных линий, изменяющиеся с некоторой задержкой, равной r/c, где c — скорость света.
Испытывая свой алгоритм, учёные определяли упомянутую задержку, оценивали истинную светимость активного ядра, сравнивали её с наблюдаемой и преобразовывали найденное соотношение в расстояние. В небольшой выборке, содержавшей ядра 38 разных галактик, вычисления, как сообщалось, давали весьма точные результаты. Описанный способ измерения расстояний тривиален, но новые методики, найденные американо-южноафриканской группой, представляются ещё более простыми. Для их применения достаточно одной лишь световой кривой квазара — графика изменения потока излучения в какой-либо области спектра (данные на рисунках, скажем, относятся к полосе V, но это непринципиально) со временем.
Расчёты проводились на примере 13 квазаров с известным красным смещением, продолжительные наблюдения которых были выполнены по проекту MACHO. На первом этапе работы световые кривые, так сказать, перевели в систему покоя квазаров — перемасштабировали по времени, разделив его на (1 + z). Затем данные по нескольким квазарам перенесли на один график (см. рис. выше), в результате чего обнаружилось, что у разных кривых имеются относительно ровные участки с одинаковым наклоном. Точное значение наклона было определено на следующем шаге обычными математическими методами.
После этого астрофизики взяли световую кривую квазара, не вошедшего в выборку из 13 объектов, выделили прямые участки с одинаковым наклоном и рассчитали величину последнего. Поскольку кривая была построена в привычном для нас временнóм масштабе, найденная величина отличалась от установленного ранее наклона, «общего» для всех квазаров. Это и дало возможность рассчитать красное смещение z = 2,34 ± 0,27, вполне соответствующее известному истинному значению z = 2,32. Вторая новая методика основана на сравнении двух световых кривых квазаров, красное смещение одного из которых известно. Кривые располагаются на графике рядом, после чего одну из них оставляют в покое, а вторую модифицируют, пользуясь смещениями по вертикальной и горизонтальной осям, отражением по вертикали и перемасштабированием времени на коэффициент α = (1 + z1)/(1 + z2). Когда кривые удаётся совместить, нужно выбрать участок с наиболее точным совпадением, определить α и, пользуясь тем, что одно красное смещение уже измерено, рассчитать неизвестное z.
По признанию участников исследования, для действительно качественного тестирования двух методик необходимо гораздо больше данных: требуются длительные непрерывные наблюдения квазаров. Стоит также добавить, что манипуляции со световыми кривыми пока не имеют вообще никакого теоретического обоснования, о чём авторы честно сообщают в своей статье, которая будет опубликована в журнале Physical Review Letters. |
